Εφαρμογή της φασματικής ανάλυσης στην αστροφυσική. Φασματική ανάλυση αστεριών. Αστερισμός του Ωρίωνα Με βάση την ανάλυση των φασμάτων των ουράνιων σωμάτων

PAGE_BREAK--Η συνολική ακτινοβολία του Ήλιου καθορίζεται από τον φωτισμό που δημιουργεί στην επιφάνεια της Γης - περίπου 100 χιλιάδες lux όταν ο Ήλιος βρίσκεται στο ζενίθ του. Έξω από την ατμόσφαιρα, στη μέση απόσταση της Γης από τον Ήλιο, ο φωτισμός είναι 127 χιλιάδες lux. Η φωτεινή ένταση του Ήλιου είναι 2,84 10527 κεριά. Η ποσότητα ενέργειας που έρχεται σε ένα λεπτό σε μια περιοχή 1 cm, τοποθετημένη κάθετα στις ακτίνες του ήλιου έξω από την ατμόσφαιρα στη μέση απόσταση της Γης από τον Ήλιο, ονομάζεται ηλιακή σταθερά. Η ισχύς της συνολικής ακτινοβολίας του Ήλιου είναι 3,83 10526 watt, από τα οποία περίπου 2 10 517 watts πέφτουν στη Γη, η μέση φωτεινότητα της επιφάνειας του Ήλιου (όταν παρατηρείται έξω από την ατμόσφαιρα της Γης) είναι 1,98 1059 nits, η φωτεινότητα του Το κέντρο του ηλιακού δίσκου είναι 2,48 1059 nits. Η φωτεινότητα του ηλιακού δίσκου μειώνεται από το κέντρο προς την άκρη, και αυτή η μείωση εξαρτάται από το μήκος κύματος, έτσι ώστε η φωτεινότητα στην άκρη του ηλιακού δίσκου για φως με μήκος κύματος 3600 A είναι 0,2 της φωτεινότητας του κέντρου του, και για 5000 A είναι περίπου 0,3 η φωτεινότητα του κεντρικού δίσκου του Ήλιου. Στην ίδια την άκρη του ηλιακού δίσκου, η φωτεινότητα πέφτει κατά 100 σε λιγότερο από ένα δευτερόλεπτο τόξου, έτσι η άκρη του ηλιακού δίσκου φαίνεται πολύ ευκρινής.
Η φασματική σύνθεση του φωτός που εκπέμπεται από τον Ήλιο, δηλαδή η κατανομή ενέργειας στο κέντρο του Ήλιου (αφού ληφθεί υπόψη η επίδραση της απορρόφησης στη γήινη ατμόσφαιρα και η επίδραση των γραμμών Fraunhofer), σε γενικές γραμμές αντιστοιχεί στην ενέργεια κατανομή στην ακτινοβολία ενός απόλυτα μαύρου σώματος με θερμοκρασία περίπου 6000 Κ. Ωστόσο, σε ορισμένα σημεία του φάσματος υπάρχουν αισθητές αποκλίσεις. Η μέγιστη ενέργεια στο φάσμα του Ήλιου αντιστοιχεί σε μήκος κύματος 4600 Α. Το φάσμα του Ήλιου είναι ένα συνεχές φάσμα, με πάνω από 20 χιλιάδες γραμμές απορρόφησης (γραμμές Fraunhofer) να υπερτίθενται πάνω του. Πάνω από το 60% αυτών ταυτίζονται με φασματικές γραμμές γνωστών χημικών στοιχείων συγκρίνοντας τα μήκη κύματος και τη σχετική ένταση της γραμμής απορρόφησης στο ηλιακό φάσμα με τα εργαστηριακά φάσματα. Η μελέτη των γραμμών Fraunhofer παρέχει πληροφορίες όχι μόνο για τη χημική σύνθεση της ηλιακής ατμόσφαιρας, αλλά και για τις φυσικές συνθήκες σε εκείνα τα στρώματα στα οποία σχηματίζονται ορισμένες απορροφήσεις. Το κυρίαρχο στοιχείο στον Ήλιο είναι το υδρογόνο. Ο αριθμός των ατόμων ηλίου είναι 4-5 φορές μικρότερος από αυτόν του υδρογόνου. Ο αριθμός των ατόμων όλων των άλλων στοιχείων σε συνδυασμό είναι τουλάχιστον 1000 φορές μικρότερος από τον αριθμό των ατόμων υδρογόνου. Μεταξύ αυτών, τα πιο άφθονα είναι το οξυγόνο, ο άνθρακας, το άζωτο, το μαγνήσιο, ο σίδηρος και άλλα. Στο φάσμα του Ήλιου μπορεί κανείς επίσης να αναγνωρίσει γραμμές που ανήκουν σε ορισμένα μόρια και ελεύθερες ρίζες: OH, NH, CH, CO και άλλες.
Τα μαγνητικά πεδία στον Ήλιο μετρώνται κυρίως με τη διάσπαση του Zeeman των γραμμών απορρόφησης στο ηλιακό φάσμα. Υπάρχουν διάφοροι τύποι μαγνητικών πεδίων στον Ήλιο. Το συνολικό μαγνητικό πεδίο του Ήλιου είναι μικρό και φτάνει σε ισχύ 1 αυτής ή εκείνης της πολικότητας και αλλάζει με το χρόνο. Αυτό το πεδίο σχετίζεται στενά με το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο και τη δομή του τομέα του.
Τα μαγνητικά πεδία που σχετίζονται με την ηλιακή δραστηριότητα μπορούν να φτάσουν αρκετές χιλιάδες εντάσεις σε ηλιακές κηλίδες. Η δομή των μαγνητικών πεδίων σε ενεργές περιοχές είναι πολύ περίπλοκη· μαγνητικοί πόλοι διαφορετικών πολικοτήτων εναλλάσσονται. Υπάρχουν επίσης τοπικές μαγνητικές περιοχές με εντάσεις πεδίου εκατοντάδων εξωτερικών ηλιακών κηλίδων. Τα μαγνητικά πεδία διεισδύουν τόσο στη χρωμόσφαιρα όσο και στο ηλιακό στέμμα.
Οι διεργασίες μαγνητοαερίου και πλάσματος παίζουν σημαντικό ρόλο στον Ήλιο.
Σε θερμοκρασία 5000-10000 Κ, το αέριο είναι επαρκώς ιονισμένο, η αγωγιμότητά του είναι υψηλή και λόγω της τεράστιας κλίμακας των ηλιακών φαινομένων, η σημασία των ηλεκτρομηχανικών και μαγνητομηχανικών αλληλεπιδράσεων είναι πολύ υψηλή.
Ατμόσφαιρα του ήλιου
Η ατμόσφαιρα του Ήλιου σχηματίζεται από εξωτερικά, παρατηρήσιμα στρώματα. Σχεδόν όλη η ακτινοβολία του ήλιου προέρχεται από το κάτω μέρος της ατμόσφαιράς του, που ονομάζεται φωτόσφαιρα. Με βάση τις εξισώσεις μεταφοράς ενέργειας ακτινοβολίας, ακτινοβολίας και τοπικής θερμοδυναμικής ισορροπίας και της παρατηρούμενης ροής ακτινοβολίας, είναι δυνατό να κατασκευαστεί θεωρητικά ένα μοντέλο κατανομής της θερμοκρασίας και της πυκνότητας με το βάθος στη φωτόσφαιρα. Το πάχος της φωτόσφαιρας είναι περίπου τριακόσια χιλιόμετρα, η μέση πυκνότητά της είναι 3.104–5 kg/m. Η θερμοκρασία στη φωτόσφαιρα πέφτει καθώς μετακινούμαστε σε περισσότερα εξωτερικά στρώματα, η μέση τιμή της είναι περίπου 6000 Κ, στο όριο της φωτόσφαιρας είναι περίπου 4200 Κ. Η πίεση κυμαίνεται από 21054 έως 1052 n/m.
Η ύπαρξη συναγωγής στην υποφωτοσφαιρική ζώνη του Ήλιου εκδηλώνεται με την ανομοιόμορφη φωτεινότητα της φωτόσφαιρας και την ορατή κοκκότητά της - τη λεγόμενη δομή κοκκοποίησης. Οι κόκκοι είναι φωτεινά σημεία με περισσότερο ή λιγότερο στρογγυλό σχήμα. Το μέγεθος των κόκκων είναι 150 – 1000 km, η διάρκεια ζωής είναι 5 – 10 λεπτά, μεμονωμένοι κόκκοι μπορούν να παρατηρηθούν μέσα σε 20 λεπτά. Μερικές φορές οι κόκκοι σχηματίζουν συστάδες μεγέθους έως 30 χιλιάδες χιλιόμετρα. Οι κόκκοι είναι 20–30% φωτεινότεροι από τους διακοκκώδεις χώρους, που αντιστοιχεί σε διαφορά θερμοκρασίας κατά μέσο όρο 300 Κ. Σε αντίθεση με άλλους σχηματισμούς, στην επιφάνεια του Ήλιου η κοκκοποίηση είναι ίδια σε όλα τα ηλιογραφικά γεωγραφικά πλάτη και δεν εξαρτάται σχετικά με την ηλιακή δραστηριότητα. Οι ταχύτητες των χαοτικών κινήσεων (τυρβώδεις ταχύτητες) στη φωτόσφαιρα είναι, σύμφωνα με διάφορους ορισμούς, 1–3 km/sec. Ημιπεριοδικές ταλαντωτικές κινήσεις στην ακτινική κατεύθυνση έχουν ανιχνευθεί στη φωτόσφαιρα. Εμφανίζονται σε περιοχές μεγέθους 2-3 χιλιομέτρων με περίοδο περίπου πέντε λεπτών και πλάτος ταχύτητας περίπου 500 m/sec. Μετά από αρκετές περιόδους, οι ταλαντώσεις σε ένα δεδομένο μέρος σβήνουν, τότε μπορούν να εμφανιστούν ξανά. Οι παρατηρήσεις έδειξαν επίσης την ύπαρξη κυψελών στα οποία η κίνηση συμβαίνει στην οριζόντια κατεύθυνση από το κέντρο του κυττάρου προς τα όριά του. Η ταχύτητα τέτοιων κινήσεων είναι περίπου 500 m/sec. Οι διαστάσεις των κυττάρων - υπερκοκκίων - είναι 30 - 40 χιλιάδες χιλιόμετρα. Η θέση των υπερκοκκίων συμπίπτει με τα κύτταρα του χρωμοσφαιρικού δικτύου. Στα όρια των υπερκοκκίων, το μαγνητικό πεδίο ενισχύεται.
Υποτίθεται ότι οι υπερκόκκοι αντανακλούν μετααγωγικά κύτταρα του ίδιου μεγέθους σε βάθος αρκετών χιλιάδων χιλιομέτρων κάτω από την επιφάνεια. Αρχικά θεωρήθηκε ότι η φωτόσφαιρα παράγει μόνο συνεχή ακτινοβολία και σχηματίζονται γραμμές απορρόφησης στο στρώμα αντιστροφής που βρίσκεται πάνω από αυτήν. Αργότερα διαπιστώθηκε ότι τόσο φασματικές γραμμές όσο και ένα συνεχές φάσμα σχηματίζονται στη φωτόσφαιρα. Ωστόσο, για την απλούστευση των μαθηματικών υπολογισμών κατά τον υπολογισμό των φασματικών γραμμών, μερικές φορές χρησιμοποιείται η έννοια του αντιστρεφόμενου στρώματος.
Συχνά παρατηρούνται ηλιακές κηλίδες και φυσαλίδες στη φωτόσφαιρα.
Ηλιακές κηλίδες
Οι ηλιακές κηλίδες είναι σκοτεινοί σχηματισμοί, που συνήθως αποτελούνται από έναν πιο σκούρο πυρήνα (umbra) και τον περιβάλλοντα ημίσφαιρο. Οι διάμετροι των κηλίδων φτάνουν τις διακόσιες χιλιάδες χιλιόμετρα. Μερικές φορές το σημείο περιβάλλεται από ένα ελαφρύ περίγραμμα.
Οι πολύ κόκκινες κηλίδες ονομάζονται πόροι. Η διάρκεια ζωής των λεκέδων κυμαίνεται από αρκετές ώρες έως αρκετούς μήνες. Το φάσμα των ηλιακών κηλίδων περιέχει ακόμη περισσότερες γραμμές και ζώνες απορρόφησης από το φάσμα της φωτόσφαιρας· μοιάζει με το φάσμα ενός αστέρα φασματικού τύπου KO. Μετατοπίσεις γραμμών στο φάσμα των κηλίδων λόγω του φαινομένου Doppler υποδηλώνουν την κίνηση της ύλης στα σημεία - εκροή σε χαμηλότερα επίπεδα και εισροή σε υψηλότερα επίπεδα, οι ταχύτητες κίνησης φτάνουν τα 3 χιλιάδες m/sec. Από τις συγκρίσεις της έντασης των γραμμών και του συνεχούς φάσματος των κηλίδων και της φωτόσφαιρας, προκύπτει ότι οι κηλίδες είναι 1–2 χιλιάδες βαθμούς ψυχρότερες από τη φωτόσφαιρα (4500 K και κάτω). Ως αποτέλεσμα, στο φόντο της φωτόσφαιρας, οι κηλίδες εμφανίζονται σκοτεινές, η φωτεινότητα του πυρήνα είναι 0,2 - 0,5 της φωτεινότητας της φωτόσφαιρας και η φωτεινότητα του μισού είναι περίπου το 80% της φωτοσφαιρικής φωτεινότητας. Όλες οι ηλιακές κηλίδες έχουν ισχυρό μαγνητικό πεδίο, που φτάνει σε ισχύ 5 χιλιάδες εστέρες για μεγάλες ηλιακές κηλίδες. Τυπικά, οι κηλίδες σχηματίζουν ομάδες που, ως προς το μαγνητικό τους πεδίο, μπορεί να είναι μονοπολικές, διπολικές και πολυπολικές, δηλαδή να περιέχουν πολλές κηλίδες διαφορετικών πολικοτήτων, που συχνά ενώνονται με έναν κοινό ημιπολικό. Ομάδες ηλιακών κηλίδων περιβάλλονται πάντα από άκρες και κροκκίδες, προεξοχές· μερικές φορές συμβαίνουν ηλιακές εκλάμψεις κοντά τους και σχηματισμοί με τη μορφή ακτίνων κράνους και βεντάλιες παρατηρούνται στο ηλιακό στέμμα από πάνω τους - όλα αυτά μαζί σχηματίζουν μια ενεργή περιοχή στον Ήλιο. Ο μέσος ετήσιος αριθμός των παρατηρούμενων ηλιακών κηλίδων και ενεργών περιοχών, καθώς και η μέση έκταση που καταλαμβάνουν, αλλάζει με μια περίοδο περίπου 11 ετών.
Αυτή είναι μια μέση τιμή, αλλά η διάρκεια των μεμονωμένων κύκλων ηλιακής δραστηριότητας κυμαίνεται από 7,5 έως 16 χρόνια. Ο μεγαλύτερος αριθμός κηλίδων που είναι ορατές ταυτόχρονα στην επιφάνεια του Ήλιου ποικίλλει περισσότερο από δύο φορές για διαφορετικούς κύκλους. Οι κηλίδες εντοπίζονται κυρίως στις λεγόμενες βασιλικές ζώνες, που εκτείνονται από 5 έως 30° ηλιογραφικό γεωγραφικό πλάτος και στις δύο πλευρές του ηλιακού ισημερινού. Στην αρχή του κύκλου ηλιακής δραστηριότητας, το γεωγραφικό πλάτος της θέσης της ηλιακής κηλίδας είναι υψηλότερο και στο τέλος του κύκλου είναι χαμηλότερο και σε μεγαλύτερα γεωγραφικά πλάτη εμφανίζονται οι κηλίδες του νέου κύκλου. Πιο συχνά, παρατηρούνται διπολικές ομάδες ηλιακών κηλίδων, αποτελούμενες από δύο μεγάλες ηλιακές κηλίδες - το κεφάλι και τις επόμενες, με αντίθετη μαγνητική πολικότητα και αρκετές μικρότερες. Οι κεφαλές έχουν την ίδια πολικότητα σε όλο τον κύκλο της ηλιακής δραστηριότητας· αυτές οι πολικές πόλικες είναι αντίθετες στο βόρειο και στο νότιο ημισφαίριο του Ήλιου. Προφανώς, οι κηλίδες είναι κοιλότητες στη φωτόσφαιρα και η πυκνότητα της ύλης σε αυτές είναι μικρότερη από την πυκνότητα της ύλης στη φωτόσφαιρα στο ίδιο επίπεδο.
Δάδες
Σε ενεργές περιοχές του Ήλιου, παρατηρούνται φυσαλίδες - φωτεινοί φωτοσφαιρικοί σχηματισμοί ορατοί στο λευκό φως κυρίως κοντά στην άκρη του ηλιακού δίσκου. Συνήθως, οι εξάρσεις εμφανίζονται πριν από τις κηλίδες και επιμένουν για κάποιο χρονικό διάστημα μετά την εξαφάνισή τους. Η περιοχή των περιοχών φωτοβολίδων είναι αρκετές φορές μεγαλύτερη από την περιοχή της αντίστοιχης ομάδας κηλίδων. Ο αριθμός των δυνάμεων στον ηλιακό δίσκο εξαρτάται από τη φάση του κύκλου ηλιακής δραστηριότητας. Οι οπές έχουν τη μέγιστη αντίθεση (18%) κοντά στην άκρη του ηλιακού δίσκου, αλλά όχι στην ίδια την άκρη. Στο κέντρο του ηλιακού δίσκου, οι οπές είναι πρακτικά αόρατες, η αντίθεσή τους είναι πολύ χαμηλή. Οι πυρσοί έχουν πολύπλοκη ινώδη δομή, η αντίθεσή τους εξαρτάται από το μήκος κύματος στο οποίο γίνονται οι παρατηρήσεις. Η θερμοκρασία των πυρσών είναι αρκετές εκατοντάδες βαθμούς υψηλότερη από τη θερμοκρασία της φωτόσφαιρας, η συνολική ακτινοβολία από ένα τετραγωνικό εκατοστό υπερβαίνει τη φωτοσφαιρική κατά 3 - 5%. Προφανώς, οι πυρσοί υψώνονται κάπως πάνω από τη φωτόσφαιρα. Η μέση διάρκεια της ύπαρξής τους είναι 15 ημέρες, αλλά μπορεί να φτάσει σχεδόν τους τρεις μήνες.
Χρωμόσφαιρα
Πάνω από τη φωτόσφαιρα υπάρχει ένα στρώμα της ατμόσφαιρας του Ήλιου που ονομάζεται χρωμόσφαιρα. Χωρίς ειδικά τηλεσκόπια, η χρωμόσφαιρα είναι ορατή μόνο κατά τις ολικές εκλείψεις ηλίου ως ροζ δακτύλιος που περιβάλλει έναν σκοτεινό δίσκο εκείνα τα λεπτά που η Σελήνη καλύπτει πλήρως τη φωτόσφαιρα. Τότε μπορεί να παρατηρηθεί το φάσμα της χρωμόσφαιρας. Στην άκρη του ηλιακού δίσκου, η χρωμόσφαιρα εμφανίζεται στον παρατηρητή ως μια ανομοιόμορφη λωρίδα από την οποία προεξέχουν μεμονωμένα δόντια - χρωμοσφαιρικές σπείρες. Η διάμετρος των σπιτιών είναι 200–2000 χιλιόμετρα, το ύψος είναι περίπου 10.000 χιλιόμετρα, η ταχύτητα αύξησης του πλάσματος στα spicules είναι έως και 30 km/sec. Στον Ήλιο υπάρχουν έως και 250 χιλιάδες φιγούρες ταυτόχρονα. Όταν παρατηρείται σε μονόχρωμο φως, ένα φωτεινό χρωμοσφαιρικό δίκτυο είναι ορατό στον ηλιακό δίσκο, που αποτελείται από μεμονωμένα οζίδια - μικρά με διάμετρο έως 1000 km και μεγάλα με διάμετρο από 2000 έως 8000 km. Τα μεγάλα οζίδια είναι συστάδες μικρών. Τα μεγέθη κυψελών πλέγματος είναι 30-40 χιλιάδες χιλιόμετρα.
Πιστεύεται ότι τα spicules σχηματίζονται στα όρια των κυττάρων του χρωμοσφαιρικού δικτύου. Η πυκνότητα στη χρωμόσφαιρα μειώνεται όσο αυξάνεται η απόσταση από το κέντρο του Ήλιου. Αριθμός ατόμων σε έναν κύβο. εκατοστό ποικίλλει από 10515 0 κοντά στη φωτόσφαιρα έως 1059 στο πάνω μέρος της χρωμόσφαιρας. Μια μελέτη των φασμάτων της χρωμόσφαιρας οδήγησε στο συμπέρασμα ότι στο στρώμα όπου συμβαίνει η μετάβαση από τη φωτόσφαιρα στη χρωμόσφαιρα, η θερμοκρασία διέρχεται από ένα ελάχιστο και, καθώς αυξάνεται το ύψος πάνω από τη βάση της χρωμόσφαιρας, γίνεται ίση με 8-10 χιλιάδες Kelvin, και σε υψόμετρο αρκετών χιλιάδων χιλιομέτρων φτάνει τα 15-20 χιλιάδες Kelvin.
Έχει διαπιστωθεί ότι στη χρωμόσφαιρα υπάρχει μια χαοτική κίνηση αερίων μαζών με ταχύτητες έως και 15 1053 m/sec. Στη χρωμόσφαιρα, τα λοφία σε ενεργές περιοχές είναι ορατά ως σχηματισμοί φωτός, που συνήθως ονομάζονται κροκκίδες. Στην κόκκινη γραμμή του φάσματος του υδρογόνου, σκοτεινοί σχηματισμοί που ονομάζονται νημάτια είναι καθαρά ορατοί. Στην άκρη του ηλιακού δίσκου, τα νήματα προεξέχουν πέρα ​​από τον δίσκο και παρατηρούνται στον ουρανό ως φωτεινές προεξοχές. Τις περισσότερες φορές, τα νήματα και οι προεξοχές βρίσκονται σε τέσσερις ζώνες που βρίσκονται συμμετρικά σε σχέση με τον ηλιακό ισημερινό: πολικές ζώνες βόρεια των +40° και νότια των -40° ηλιογραφικό γεωγραφικό πλάτος και ζώνες χαμηλού γεωγραφικού πλάτους γύρω στις √ (30°) στην αρχή του κύκλος ηλιακής δραστηριότητας και √ (17°) στο τέλος του κύκλου. Τα νήματα και οι προεξοχές των ζωνών χαμηλού γεωγραφικού πλάτους δείχνουν έναν καλά καθορισμένο κύκλο 11 ετών, το μέγιστο τους συμπίπτει με το μέγιστο των ηλιακών κηλίδων.
Σε προεξοχές μεγάλου γεωγραφικού πλάτους, η εξάρτηση από τις φάσεις του κύκλου της ηλιακής δραστηριότητας είναι λιγότερο έντονη· η μέγιστη εμφανίζεται δύο χρόνια μετά το μέγιστο των κηλίδων.
Τα νήματα, που είναι ήσυχες προεξοχές, μπορούν να φτάσουν το μήκος της ηλιακής ακτίνας και να υπάρχουν για αρκετές περιστροφές του Ήλιου. Το μέσο ύψος των προεξοχών πάνω από την επιφάνεια του Ήλιου είναι 30-50 χιλιάδες χιλιόμετρα, το μέσο μήκος είναι 200 ​​χιλιάδες χιλιόμετρα και το πλάτος είναι 5 χιλιάδες χιλιόμετρα. Σύμφωνα με έρευνα του A.B. Severny, όλες οι προεξοχές μπορούν να χωριστούν σε 3 ομάδες ανάλογα με τη φύση της κίνησής τους: ηλεκτρομαγνητικές, στις οποίες πραγματοποιούνται κινήσεις κατά μήκος διατεταγμένων καμπύλων τροχιών - γραμμές μαγνητικού πεδίου. χαοτική, στην οποία κυριαρχούν οι διαταραγμένες τυρβώδεις κινήσεις (ταχύτητα της τάξης των 10 km/sec). εκρηκτική, στην οποία η ουσία της αρχικής ήσυχης προεξοχής με χαοτικές κινήσεις εκτινάσσεται ξαφνικά με αυξανόμενη ταχύτητα (φτάνοντας τα 700 km/sec) μακριά από τον Ήλιο. Η θερμοκρασία στις προεξοχές (νημάτια) είναι 5-10 χιλιάδες Kelvin, η πυκνότητα είναι κοντά στη μέση πυκνότητα της χρωμόσφαιρας. Τα νήματα, τα οποία είναι ενεργά, ταχέως μεταβαλλόμενες προεξοχές, συνήθως αλλάζουν δραματικά σε μια περίοδο ωρών ή και λεπτών. Το σχήμα και η φύση των κινήσεων στις προεξοχές σχετίζονται στενά με το μαγνητικό πεδίο στη χρωμόσφαιρα και το ηλιακό στέμμα.
Το ηλιακό στέμμα είναι το πιο εξωτερικό και αδύναμο τμήμα της ηλιακής ατμόσφαιρας, που εκτείνεται σε αρκετές (περισσότερες από 10) ηλιακές ακτίνες. Μέχρι το 1931, το στέμμα μπορούσε να παρατηρηθεί μόνο κατά τη διάρκεια ολικών εκλείψεων ηλίου με τη μορφή μιας ασημί-μαργαριταρένιας λάμψης γύρω από τον δίσκο του Ήλιου που καλύπτεται από τη Σελήνη. Οι λεπτομέρειες της δομής του ξεχωρίζουν ξεκάθαρα στο στέμμα: κράνη, ανεμιστήρες, κορωνικές ακτίνες και πολικές βούρτσες. Μετά την εφεύρεση του στεφανογράφου, το ηλιακό στέμμα άρχισε να παρατηρείται έξω από τις εκλείψεις. Το συνολικό σχήμα του στέμματος αλλάζει με τη φάση του κύκλου της ηλιακής δραστηριότητας: στα ελάχιστα έτη το στέμμα επιμηκύνεται έντονα κατά μήκος του ισημερινού, στα χρόνια του μέγιστου είναι σχεδόν σφαιρικό. Στο λευκό φως, η φωτεινότητα της επιφάνειας του ηλιακού στέμματος είναι ένα εκατομμύριο φορές μικρότερη από τη φωτεινότητα του κέντρου του ηλιακού δίσκου. Η λάμψη του σχηματίζεται κυρίως ως αποτέλεσμα της σκέδασης της φωτοσφαιρικής ακτινοβολίας από ελεύθερα ηλεκτρόνια. Σχεδόν όλα τα άτομα στο στέμμα είναι ιονισμένα. Η συγκέντρωση ιόντων και ελεύθερων ηλεκτρονίων στη βάση του στέμματος είναι 1059 σωματίδια ανά 1 εκ. Η θέρμανση του στέμματος πραγματοποιείται παρόμοια με τη θέρμανση της χρωμόσφαιρας. Η μεγαλύτερη απελευθέρωση ενέργειας συμβαίνει στο κάτω μέρος του στέμματος, αλλά λόγω της υψηλής θερμικής αγωγιμότητας, το στέμμα είναι σχεδόν ισόθερμο - η θερμοκρασία πέφτει προς τα έξω πολύ αργά. Η εκροή ενέργειας στο στέμμα συμβαίνει με διάφορους τρόπους.
Στο κάτω μέρος του στέμματος, τον κύριο ρόλο παίζει η καθοδική μεταφορά ενέργειας λόγω θερμικής αγωγιμότητας. Η απώλεια ενέργειας προκαλείται από την αποχώρηση των ταχύτερων σωματιδίων από το στέμμα. Στα εξωτερικά μέρη του στέμματος, το μεγαλύτερο μέρος της ενέργειας μεταφέρεται από τον ηλιακό άνεμο - μια ροή στεφανιαίου αερίου, η ταχύτητα της οποίας αυξάνεται με την απόσταση από τον Ήλιο από αρκετά km/sec στην επιφάνειά του σε 450 km/sec στο την απόσταση της Γης. Η θερμοκρασία στο στέμμα υπερβαίνει τους 1056 Κ. Στα ενεργά στρώματα του στέμματος, η θερμοκρασία είναι υψηλότερη - έως και 1057 Κ. Οι λεγόμενες στεφανιαίες συμπυκνώσεις μπορούν να σχηματιστούν πάνω από τις ενεργές περιοχές, στις οποίες η συγκέντρωση των σωματιδίων αυξάνεται δεκάδες φορές. Μέρος της ακτινοβολίας μέσα στο στέμμα είναι οι γραμμές εκπομπής πολλαπλά ιονισμένων ατόμων σιδήρου, ασβεστίου, μαγνησίου, άνθρακα, οξυγόνου, θείου και άλλων χημικών στοιχείων. Παρατηρούνται τόσο στο ορατό τμήμα του φάσματος όσο και στην υπεριώδη περιοχή. Το ηλιακό στέμμα δημιουργεί ηλιακή ραδιοεκπομπή στην περιοχή του μετρητή και εκπομπή ακτίνων Χ, η οποία ενισχύεται πολλές φορές σε ενεργές περιοχές. Όπως έδειξαν οι υπολογισμοί, το ηλιακό στέμμα δεν βρίσκεται σε ισορροπία με το διαπλανητικό μέσο.
Ρεύματα σωματιδίων διαδίδονται από το στέμμα στον διαπλανητικό χώρο, σχηματίζοντας τον ηλιακό άνεμο. Μεταξύ της χρωμόσφαιρας και του στέμματος υπάρχει ένα σχετικά λεπτό στρώμα μετάβασης, στο οποίο εμφανίζεται μια απότομη αύξηση της θερμοκρασίας σε τιμές χαρακτηριστικές του στέμματος. Οι συνθήκες σε αυτό καθορίζονται από τη ροή ενέργειας από το στέμμα ως αποτέλεσμα της θερμικής αγωγιμότητας. Το μεταβατικό στρώμα είναι η πηγή του μεγαλύτερου μέρους της υπεριώδους ακτινοβολίας του ήλιου.
Η χρωμόσφαιρα, το μεταβατικό στρώμα και το στέμμα παράγουν όλη την παρατηρούμενη ραδιοεκπομπή από τον Ήλιο. Σε ενεργές περιοχές, η δομή της χρωμόσφαιρας, του στέμματος και του μεταβατικού στρώματος αλλάζει. Αυτή η αλλαγή, ωστόσο, δεν έχει ακόμη μελετηθεί επαρκώς.
συνέχιση
--PAGE_BREAK--Στις ενεργές περιοχές της χρωμόσφαιρας, παρατηρούνται ξαφνικές και σχετικά βραχυπρόθεσμες αυξήσεις στη φωτεινότητα, ορατές σε πολλές φασματικές γραμμές ταυτόχρονα. Αυτοί οι φωτεινοί σχηματισμοί διαρκούν από αρκετά λεπτά έως αρκετές ώρες. Ονομάζονται ηλιακές εκλάμψεις (παλαιότερα γνωστές ως χρωμοσφαιρικές εκλάμψεις). Οι λάμψεις φαίνονται καλύτερα στο φως της γραμμής υδρογόνου, αλλά οι πιο φωτεινές μερικές φορές είναι ορατές στο λευκό φως. Στο φάσμα μιας ηλιακής έκλαμψης υπάρχουν αρκετές εκατοντάδες γραμμές εκπομπής διαφόρων στοιχείων, ουδέτερων και ιονισμένων. Η θερμοκρασία εκείνων των στρωμάτων της ηλιακής ατμόσφαιρας που παράγουν λάμψη στις χρωμοσφαιρικές γραμμές είναι (1–2) x1054 K, στα υψηλότερα στρώματα - έως και 1057 K. Η πυκνότητα των σωματιδίων σε μια έκλαμψη φτάνει τα 10513 -10514 σε ένα κυβικό εκατοστό. Η περιοχή των ηλιακών εκλάμψεων μπορεί να φτάσει τα 10515 μ. Συνήθως, οι ηλιακές εκλάμψεις συμβαίνουν κοντά σε ομάδες ηλιακών κηλίδων που αναπτύσσονται ταχέως με μαγνητικό πεδίο σύνθετης διαμόρφωσης. Συνοδεύονται από ενεργοποίηση ινών και κροκκίδων, καθώς και εκπομπές ουσιών. Κατά τη διάρκεια ενός φλας, απελευθερώνεται μεγάλη ποσότητα ενέργειας (έως 10521 - 10525 joules).
Υποτίθεται ότι η ενέργεια μιας ηλιακής έκλαμψης αποθηκεύεται αρχικά στο μαγνητικό πεδίο και στη συνέχεια απελευθερώνεται γρήγορα, γεγονός που οδηγεί σε τοπική θέρμανση και επιτάχυνση πρωτονίων και ηλεκτρονίων, προκαλώντας περαιτέρω θέρμανση του αερίου, τη λάμψη του σε διάφορα μέρη της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας φάσματος και ο σχηματισμός κρουστικού κύματος. Οι ηλιακές εκλάμψεις παράγουν σημαντική αύξηση της υπεριώδους ακτινοβολίας από τον Ήλιο και συνοδεύονται από εκρήξεις ακτινοβολίας ακτίνων Χ (μερικές φορές πολύ ισχυρές), εκρήξεις ραδιοεκπομπών και απελευθέρωση καρύδων υψηλής ενέργειας έως 10510 eV. Μερικές φορές παρατηρούνται εκρήξεις ακτινοβολίας ακτίνων Χ χωρίς να αυξάνεται η λάμψη στη χρωμόσφαιρα.
Ορισμένες εκλάμψεις (ονομάζονται εκλάμψεις πρωτονίων) συνοδεύονται από ιδιαίτερα ισχυρά ρεύματα ενεργητικών σωματιδίων - κοσμικές ακτίνες ηλιακής προέλευσης.
Οι εκλάμψεις πρωτονίων δημιουργούν κίνδυνο για τους αστροναύτες κατά την πτήση, συγκρούονται με άτομα του κελύφους του πλοίου καθώς ενεργητικά σωματίδια δημιουργούν ακτινοβολία ακτίνων Χ και γάμμα, μερικές φορές σε επικίνδυνες δόσεις.
Το επίπεδο ηλιακής δραστηριότητας (ο αριθμός των ενεργών περιοχών και των ηλιακών κηλίδων, ο αριθμός και η ισχύς των ηλιακών εκλάμψεων κ.λπ.) αλλάζει με μια περίοδο περίπου 11 ετών. Επίσης υπάρχουν ασθενείς διακυμάνσεις στο μέγεθος των μεγίστων του 11ετούς κύκλου με περίοδο περίπου 90 ετών. Στη Γη, ένας κύκλος 11 ετών μπορεί να εντοπιστεί σε μια σειρά από φαινόμενα οργανικής και ανόργανης φύσης (διαταραχές μαγνητικού πεδίου, σέλας, ιονόσφαιρες, αλλαγές στον ρυθμό ανάπτυξης των δέντρων με περίοδο περίπου 11 ετών, που καθορίζονται από εναλλασσόμενα πάχη ετήσιων δαχτυλιδιών κ.λπ.). Οι γήινες διεργασίες επηρεάζονται επίσης από μεμονωμένες ενεργές περιοχές στον Ήλιο και από τις βραχυπρόθεσμες, αλλά μερικές φορές πολύ ισχυρές εκλάμψεις που συμβαίνουν σε αυτές. Η διάρκεια ζωής μιας ξεχωριστής μαγνητικής περιοχής στον Ήλιο μπορεί να φτάσει το ένα έτος. Οι διαταραχές στη μαγνητόσφαιρα και στην ανώτερη ατμόσφαιρα της Γης που προκαλούνται από αυτή την περιοχή επαναλαμβάνονται μετά από 27 ημέρες (με την περίοδο περιστροφής του Ήλιου που παρατηρείται από τη Γη). Οι πιο ισχυρές εκδηλώσεις της ηλιακής δραστηριότητας - οι ηλιακές (χρωμοσφαιρικές) εκλάμψεις συμβαίνουν ακανόνιστα (συνήθως κοντά σε περιόδους μέγιστης δραστηριότητας), η διάρκειά τους είναι 5-40 λεπτά, σπάνια αρκετές ώρες. Η ενέργεια μιας χρωμοσφαιρικής έκλαμψης μπορεί να φτάσει τα 10.525 τζάουλ· από την ενέργεια που απελευθερώνεται κατά τη διάρκεια μιας έκλαμψης, μόνο το 1–10% προέρχεται από ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία στην οπτική περιοχή. Σε σύγκριση με τη συνολική ακτινοβολία του Ήλιου στο οπτικό εύρος, η ενέργεια έκλαμψης δεν είναι υψηλή, αλλά η ακτινοβολία βραχέων κυμάτων της έκλαμψης και τα ηλεκτρόνια που παράγονται κατά τη διάρκεια των εκλάμψεων, και μερικές φορές οι ηλιακές κοσμικές ακτίνες, μπορούν να συμβάλουν αισθητά στο Χ. -ακτινοβολία και καρπική ακτινοβολία του Ήλιου. Κατά τη διάρκεια περιόδων αυξημένης ηλιακής δραστηριότητας, η ακτινοβολία ακτίνων Χ αυξάνεται κατά δύο φορές στην περιοχή 30 -10 nm, στην περιοχή 10 -1 nm κατά 3-5 φορές, στην περιοχή 1-0,2 nm κατά περισσότερες από εκατό φορές. Καθώς το μήκος κύματος της ακτινοβολίας μειώνεται, η συμβολή των ενεργών περιοχών στη συνολική ακτινοβολία του Ήλιου αυξάνεται και στο τελευταίο από τα υποδεικνυόμενα εύρη, σχεδόν όλη η ακτινοβολία οφείλεται σε ενεργές περιοχές. Σκληρές ακτίνες Χ με μήκος κύματος μικρότερο από 0,2 nm εμφανίζονται στο ηλιακό φάσμα μόνο για μικρό χρονικό διάστημα μετά τις εκλάμψεις. Στην περιοχή υπεριώδους (μήκος κύματος 180–350 nm), η ηλιακή ακτινοβολία αλλάζει μόνο κατά 1–10% σε έναν κύκλο 11 ετών και στην περιοχή 290–2400 nm παραμένει σχεδόν σταθερή και ανέρχεται σε 3,6 10526 watt.
Η σταθερότητα της ενέργειας που λαμβάνει η Γη από τον Ήλιο εξασφαλίζει τη σταθερή θερμική ισορροπία της Γης. Η ηλιακή δραστηριότητα δεν επηρεάζει σημαντικά την ενέργεια της Γης ως πλανήτη, αλλά μεμονωμένα συστατικά της ακτινοβολίας από χρωμοσφαιρικές εκλάμψεις μπορούν να έχουν σημαντικό αντίκτυπο σε πολλές φυσικές, βιοφυσικές και βιοχημικές διεργασίες στη Γη.
Οι ενεργές περιοχές είναι μια ισχυρή πηγή σωματιδιακής ακτινοβολίας. Σωματίδια με ενέργειες περίπου 1 keV (κυρίως πρωτόνια) που διαδίδονται κατά μήκος των διαπλανητικών γραμμών μαγνητικού πεδίου από ενεργές περιοχές ενισχύουν τον ηλιακό άνεμο. Αυτές οι αυξήσεις (ριπές) του ηλιακού ανέμου επαναλαμβάνονται μετά από 27 ημέρες και ονομάζονται επαναλαμβανόμενες. Παρόμοιες ροές, αλλά ακόμη μεγαλύτερης ενέργειας και πυκνότητας, προκύπτουν κατά τις εκλάμψεις. Προκαλούν τις λεγόμενες σποραδικές διαταραχές του ηλιακού ανέμου και φτάνουν στη Γη σε χρονικά διαστήματα από 8 ώρες έως δύο ημέρες. Πρωτόνια υψηλής ενέργειας (από 100 MeV έως 1 GeV) από πολύ ισχυρές εκλάμψεις «πρωτονίου» και ηλεκτρόνια με ενέργεια 10–500 keV, που αποτελούν μέρος των ηλιακών κοσμικών ακτίνων, φτάνουν στη Γη δεκάδες λεπτά μετά τις εκλάμψεις. Λίγο αργότερα έρχονται αυτοί που έπεσαν στις «παγίδες» του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου και κινήθηκαν μαζί με τον ηλιακό άνεμο. Η ακτινοβολία βραχέων κυμάτων και οι ηλιακές κοσμικές ακτίνες (σε μεγάλα γεωγραφικά πλάτη) ιονίζουν την ατμόσφαιρα της γης, γεγονός που οδηγεί σε διακυμάνσεις στη διαφάνειά της στις υπεριώδεις και υπέρυθρες περιοχές, καθώς και σε αλλαγές στις συνθήκες για τη διάδοση των ραδιοκυμάτων βραχέων κυμάτων. σε ορισμένες περιπτώσεις, παρατηρούνται διαταραχές στις ραδιοεπικοινωνίες βραχέων κυμάτων).
Η ενίσχυση του ηλιακού ανέμου που προκαλείται από την έκλαμψη οδηγεί σε συμπίεση της μαγνητόσφαιρας της Γης στην ηλιακή πλευρά, αυξημένα ρεύματα στο εξωτερικό της όριο, μερική διείσδυση σωματιδίων ηλιακού ανέμου βαθιά στη μαγνητόσφαιρα, αναπλήρωση σωματιδίων υψηλής ενέργειας στην ακτινοβολία της Γης ζώνες κ.λπ. Οι διεργασίες αυτές συνοδεύονται από διακυμάνσεις στην ένταση του γεωμαγνητικού πεδίου (μαγνητική καταιγίδα), σέλας και άλλα γεωφυσικά φαινόμενα που αντανακλούν τη γενική διαταραχή του μαγνητικού πεδίου της Γης. Η επίδραση ενεργών διεργασιών στον Ήλιο (ηλιακές καταιγίδες) στα γεωφυσικά φαινόμενα πραγματοποιείται τόσο με ακτινοβολία βραχέων κυμάτων όσο και μέσω του μαγνητικού πεδίου της Γης. Προφανώς, αυτοί οι παράγοντες είναι οι κύριοι για τη φυσικοχημική και
βιολογικές διεργασίες. Δεν είναι ακόμη δυνατό να εντοπιστεί ολόκληρη η αλυσίδα των συνδέσεων που οδηγεί στην 11ετή περιοδικότητα πολλών διεργασιών στη Γη, αλλά το συσσωρευμένο εκτενές πραγματικό υλικό δεν αφήνει καμία αμφιβολία για την ύπαρξη τέτοιων συνδέσεων. Έτσι, διαπιστώθηκε μια συσχέτιση μεταξύ του 11ετούς κύκλου της ηλιακής δραστηριότητας και των σεισμών, των γεωργικών αποδόσεων, του αριθμού των καρδιαγγειακών παθήσεων κ.λπ. Αυτά τα δεδομένα υποδεικνύουν τη συνεχή δράση των ηλιακών-εδαφικών συνδέσεων.
Οι παρατηρήσεις του Ήλιου πραγματοποιούνται χρησιμοποιώντας μικρού ή μεσαίου μεγέθους διαθλαστές και μεγάλα ανακλαστικά τηλεσκόπια, στα οποία τα περισσότερα οπτικά είναι ακίνητα, και οι ακτίνες του ήλιου κατευθύνονται στην οριζόντια βάση ή στον πύργο του τηλεσκοπίου χρησιμοποιώντας έναν ή δύο κινούμενους καθρέφτες. Ένας ειδικός τύπος ηλιακού τηλεσκοπίου δημιουργήθηκε - ένας στεφανογράφος εκτός έκλειψης. Στο εσωτερικό του στεφανογράφου, ο Ήλιος σκοτεινιάζει με μια ειδική αδιαφανή οθόνη. Σε έναν στεφανογράφο, η ποσότητα του διασκορπισμένου φωτός μειώνεται πολλές φορές, έτσι τα εξωτερικά στρώματα της ατμόσφαιρας του Ήλιου μπορούν να παρατηρηθούν έξω από μια έκλειψη. Τα ηλιακά τηλεσκόπια είναι συχνά εξοπλισμένα με φίλτρα στενής ζώνης που επιτρέπουν παρατηρήσεις υπό το φως μιας ενιαίας φασματικής γραμμής. Έχουν επίσης δημιουργηθεί φίλτρα ουδέτερης πυκνότητας με μεταβλητή ακτινική διαφάνεια, που καθιστούν δυνατή την παρατήρηση του ηλιακού στέμματος σε απόσταση πολλών ηλιακών ακτίνων. Συνήθως, τα μεγάλα ηλιακά τηλεσκόπια είναι εξοπλισμένα με ισχυρούς φασματογράφους με φωτογραφική ή φωτοηλεκτρική καταγραφή φασμάτων. Ο φασματογράφος μπορεί επίσης να διαθέτει μαγνητογράφο - μια συσκευή για τη μελέτη της διάσπασης και της πόλωσης του Zeeman των φασματικών γραμμών και για τον προσδιορισμό του μεγέθους και της κατεύθυνσης του μαγνητικού πεδίου στον Ήλιο. Η ανάγκη εξάλειψης της επίδρασης έκπλυσης της ατμόσφαιρας της Γης, καθώς και οι μελέτες της ηλιακής ακτινοβολίας στην υπεριώδη, υπέρυθρη και ορισμένες άλλες περιοχές του φάσματος που απορροφώνται στη γήινη ατμόσφαιρα, οδήγησαν στη δημιουργία τροχιακών παρατηρητηρίων έξω από την ατμόσφαιρα. , καθιστώντας δυνατή τη λήψη φασμάτων του Ήλιου και μεμονωμένων σχηματισμών στην επιφάνειά του έξω από την ατμόσφαιρα της Γης.

Το μονοπάτι του Ήλιου ανάμεσα στα αστέρια
Κάθε μέρα, που ανατέλλει από τον ορίζοντα στον ανατολικό ουρανό, ο Ήλιος περνάει από τον ουρανό και χάνεται ξανά στη δύση. Για τους κατοίκους του βόρειου ημισφαιρίου, αυτή η κίνηση συμβαίνει από αριστερά προς τα δεξιά, για τους νότιους, από δεξιά προς τα αριστερά. Το μεσημέρι ο Ήλιος φτάνει στο μεγαλύτερο ύψος του ή, όπως λένε οι αστρονόμοι, κορυφώνεται. Το μεσημέρι είναι η ανώτερη κορύφωση, και υπάρχει επίσης ένα χαμηλότερο - τα μεσάνυχτα. Στα μεσαία γεωγραφικά πλάτη μας, το χαμηλότερο αποκορύφωμα του Ήλιου δεν είναι ορατό, καθώς εμφανίζεται κάτω από τον ορίζοντα. Αλλά πέρα ​​από τον Αρκτικό Κύκλο, όπου ο Ήλιος μερικές φορές δεν δύει το καλοκαίρι, μπορείτε να παρατηρήσετε τόσο την ανώτερη όσο και την κάτω κορύφωση.
Στον γεωγραφικό πόλο, η καθημερινή διαδρομή του Ήλιου είναι σχεδόν παράλληλη με τον ορίζοντα. Εμφανιζόμενος την ημέρα της εαρινής ισημερίας, ο Ήλιος ανατέλλει όλο και ψηλότερα για ένα τέταρτο του έτους, περιγράφοντας κύκλους πάνω από τον ορίζοντα. Την ημέρα του θερινού ηλιοστασίου φτάνει στο μέγιστο ύψος του (23,5˚). Το επόμενο τρίμηνο του έτους, μέχρι τη φθινοπωρινή ισημερία, ο Ήλιος κατεβαίνει. Είναι μια πολική μέρα. Μετά έρχεται η πολική νύχτα για έξι μήνες. Στα μεσαία γεωγραφικά πλάτη, η φαινομενική ημερήσια διαδρομή του Ήλιου εναλλάσσεται μεταξύ συντόμευσης και αύξησης κατά τη διάρκεια του έτους. Είναι λιγότερο την ημέρα του χειμερινού ηλιοστασίου και μεγαλύτερη την ημέρα του θερινού ηλιοστασίου. Τις μέρες των ισημεριών
Ο ήλιος βρίσκεται στον ουράνιο ισημερινό. Ταυτόχρονα υψώνεται στο ανατολικό σημείο και δύει στο δυτικό σημείο.
Κατά την περίοδο από την εαρινή ισημερία έως το θερινό ηλιοστάσιο, η θέση ανατολής του ηλίου μετατοπίζεται ελαφρώς από το σημείο ανατολής του ηλίου προς τα αριστερά, προς τα βόρεια. Και το σημείο ηλιοβασιλέματος απομακρύνεται από το δυτικό σημείο προς τα δεξιά, αν και επίσης προς τα βόρεια. Το θερινό ηλιοστάσιο, ο Ήλιος εμφανίζεται στα βορειοανατολικά και το μεσημέρι κορυφώνεται στο υψηλότερο υψόμετρο του έτους. Ο ήλιος δύει στα βορειοδυτικά.
Στη συνέχεια, οι τοποθεσίες ανατολής και δύσης του ηλίου μετατοπίζονται προς τα νότια. Την ημέρα του χειμερινού ηλιοστασίου, ο Ήλιος ανατέλλει στα νοτιοανατολικά, διασχίζει τον ουράνιο μεσημβρινό στο ελάχιστο υψόμετρο του και δύει στα νοτιοδυτικά. Θα πρέπει να ληφθεί υπόψη ότι λόγω της διάθλασης (δηλαδή της διάθλασης των ακτίνων φωτός στην ατμόσφαιρα της γης), το φαινόμενο ύψος του φωτιστικού είναι πάντα μεγαλύτερο από το αληθινό.
Επομένως, ο ήλιος ανατέλλει νωρίτερα και η δύση του ηλίου αργότερα από ό,τι θα έβγαινε απουσία ατμόσφαιρας.
Έτσι, η καθημερινή διαδρομή του Ήλιου είναι ένας μικρός κύκλος της ουράνιας σφαίρας, παράλληλος στον ουράνιο ισημερινό. Ταυτόχρονα, καθ' όλη τη διάρκεια του έτους ο Ήλιος κινείται σε σχέση με τον ουράνιο ισημερινό, είτε βόρεια είτε νότια. Τα μέρη της ημέρας και της νύχτας του ταξιδιού του δεν είναι τα ίδια. Είναι ίσοι μόνο τις ημέρες των ισημεριών, όταν ο Ήλιος βρίσκεται στον ουράνιο ισημερινό.
Η έκφραση «το μονοπάτι του Ήλιου ανάμεσα στα αστέρια» μπορεί να φαίνεται περίεργη σε κάποιους. Εξάλλου, δεν μπορείτε να δείτε τα αστέρια κατά τη διάρκεια της ημέρας. Επομένως, δεν είναι εύκολο να παρατηρήσετε ότι ο Ήλιος αργά, κατά περίπου 1˚ την ημέρα, κινείται ανάμεσα στα αστέρια από δεξιά προς τα αριστερά. Αλλά μπορείτε να δείτε πώς αλλάζει η όψη του έναστρου ουρανού κατά τη διάρκεια του έτους. Όλα αυτά είναι συνέπεια της επανάστασης της Γης γύρω από τον Ήλιο.
Η διαδρομή της ορατής ετήσιας κίνησης του Ήλιου στο φόντο των αστεριών ονομάζεται εκλειπτική (από την ελληνική "έκλειψη" - "έκλειψη") και η περίοδος της επανάστασης κατά μήκος της εκλειπτικής ονομάζεται αστρικό έτος. Είναι ίσο με 265 ημέρες 6 ώρες 9 λεπτά 10 δευτερόλεπτα ή 365,2564 μέσες ηλιακές ημέρες.
Η εκλειπτική και ο ουράνιος ισημερινός τέμνονται υπό γωνία 23˚26" στα σημεία της εαρινής και φθινοπωρινής ισημερίας. Ο Ήλιος εμφανίζεται συνήθως στο πρώτο από αυτά τα σημεία στις 21 Μαρτίου, όταν περνά από το νότιο ημισφαίριο του ουρανού στο το βόρειο. Στη δεύτερη - στις 23 Σεπτεμβρίου, όταν περνά από το βόρειο ημισφαίριο στο νότο. Στο σημείο της εκλειπτικής που είναι πιο απομακρυσμένο προς τα βόρεια, ο Ήλιος εμφανίζεται στις 22 Ιουνίου (θερινό ηλιοστάσιο) και στο νότο - στις 22 Δεκεμβρίου (χειμερινό ηλιοστάσιο) Σε ένα δίσεκτο έτος, αυτές οι ημερομηνίες μετατοπίζονται κατά μία ημέρα.
Από τα τέσσερα σημεία της εκλειπτικής, το κυριότερο είναι η εαρινή ισημερία. Από αυτό μετράται μία από τις ουράνιες συντεταγμένες - η δεξιά ανάταση. Χρησιμεύει επίσης για τη μέτρηση του αστρικού χρόνου και του τροπικού έτους - τη χρονική περίοδο μεταξύ δύο διαδοχικών διελεύσεων του κέντρου του Ήλιου μέσω της εαρινής ισημερίας. Το τροπικό έτος καθορίζει τις μεταβαλλόμενες εποχές στον πλανήτη μας.
Δεδομένου ότι το σημείο της εαρινής ισημερίας κινείται αργά ανάμεσα στα αστέρια λόγω της μετάπτωσης του άξονα της γης, η διάρκεια του τροπικού έτους είναι μικρότερη από τη διάρκεια του αστρικού έτους. Είναι 365.2422 κατά μέσο όρο ηλιακές ημέρες. Πριν από περίπου 2 χιλιάδες χρόνια, όταν ο Ίππαρχος συνέταξε τον κατάλογό του με τα αστέρια (ο πρώτος που ήρθε σε εμάς ολόκληρος), η εαρινή ισημερία βρισκόταν στον αστερισμό του Κριού. Μέχρι την εποχή μας, έχει μετακινηθεί σχεδόν 30˚ στον αστερισμό των Ιχθύων και το σημείο της φθινοπωρινής ισημερίας έχει μετακινηθεί από τον αστερισμό του Ζυγού στον αστερισμό της Παρθένου. Αλλά σύμφωνα με την παράδοση, τα σημεία ισημερίας ορίζονται από τα προηγούμενα σημάδια των προηγούμενων αστερισμών "ισημερίας" - Κριός και Ζυγός. Το ίδιο συνέβη και με τα σημεία του ηλιοστασίου: το θερινό στον αστερισμό του Ταύρου χαρακτηρίζεται από το ζώδιο του Καρκίνου και το χειμερινό στον αστερισμό του Τοξότη σημειώνεται με το ζώδιο του Αιγόκερω.
Και τέλος, το τελευταίο σχετίζεται με τη φαινομενική ετήσια κίνηση του Ήλιου. Ο Ήλιος περνά το ήμισυ της εκλειπτικής από την εαρινή ισημερία στη φθινοπωρινή ισημερία (από 21 Μαρτίου έως 23 Σεπτεμβρίου) σε 186 ημέρες. Το δεύτερο εξάμηνο, από τη φθινοπωρινή και την εαρινή ισημερία, διαρκεί 179 ημέρες (180 σε ένα δίσεκτο έτος). Αλλά τα μισά της εκλειπτικής είναι ίσα: το καθένα είναι 180˚. Κατά συνέπεια, ο Ήλιος κινείται άνισα κατά μήκος της εκλειπτικής. Αυτή η ανομοιομορφία εξηγείται από τις αλλαγές στην ταχύτητα της κίνησης της Γης σε μια ελλειπτική τροχιά γύρω από τον Ήλιο. Η ανομοιόμορφη κίνηση του Ήλιου κατά μήκος της εκλειπτικής οδηγεί σε διαφορετικές διάρκειες των εποχών. Για τους κατοίκους του βόρειου ημισφαιρίου, για παράδειγμα, η άνοιξη και το καλοκαίρι είναι έξι ημέρες περισσότερο από το φθινόπωρο και τον χειμώνα. Η Γη στις 2–4 Ιουνίου βρίσκεται 5 εκατομμύρια χιλιόμετρα μακρύτερα από τον Ήλιο από ό,τι στις 2–3 Ιανουαρίου και κινείται πιο αργά στην τροχιά της σύμφωνα με τον δεύτερο νόμο του Κέπλερ. Το καλοκαίρι η Γη δέχεται
Υπάρχει λιγότερη θερμότητα από τον ήλιο, αλλά το καλοκαίρι στο βόρειο ημισφαίριο είναι μεγαλύτερο από το χειμώνα. Επομένως, το βόρειο ημισφαίριο της γης είναι θερμότερο από το νότιο ημισφαίριο.
Ηλιακές εκλείψεις
Τη στιγμή της σεληνιακής νέας σελήνης, μπορεί να συμβεί μια ηλιακή έκλειψη - εξάλλου, κατά τη νέα σελήνη η Σελήνη περνά ανάμεσα στον Ήλιο και τη Γη. Οι αστρονόμοι γνωρίζουν εκ των προτέρων πότε και πού θα παρατηρηθεί μια ηλιακή έκλειψη και το αναφέρουν σε αστρονομικά ημερολόγια.
Η Γη πήρε μόνο έναν δορυφόρο, αλλά τι δορυφόρος! Η Σελήνη είναι 400 φορές μικρότερη από τον Ήλιο και μόλις 400 φορές πιο κοντά στη Γη, έτσι στον ουρανό ο Ήλιος και η Σελήνη φαίνονται να είναι δίσκοι ίδιου μεγέθους. Έτσι κατά τη διάρκεια μιας ολικής έκλειψης ηλίου, η Σελήνη κρύβει εντελώς τη φωτεινή επιφάνεια του Ήλιου, αφήνοντας εκτεθειμένη ολόκληρη την ηλιακή ατμόσφαιρα.
Ακριβώς την καθορισμένη ώρα και λεπτό, μέσα από το σκούρο γυαλί μπορείτε να δείτε πώς κάτι μαύρο σέρνεται στον φωτεινό δίσκο του Ήλιου από τη δεξιά άκρη και πώς εμφανίζεται μια μαύρη τρύπα πάνω του. Σταδιακά μεγαλώνει μέχρι που τελικά ο ηλιακός κύκλος παίρνει τη μορφή στενού δρεπάνιου. Ταυτόχρονα, το φως της ημέρας εξασθενεί γρήγορα. Εδώ ο Ήλιος κρύβεται εντελώς πίσω από μια σκοτεινή κουρτίνα, η τελευταία ακτίνα του φωτός της ημέρας σβήνει και το σκοτάδι, που φαίνεται όσο πιο βαθύ όσο πιο ξαφνικό είναι, απλώνεται τριγύρω, βυθίζοντας τον άνθρωπο και όλη τη φύση σε σιωπηλή έκπληξη.
Ο Άγγλος αστρονόμος Φράνσις Μπέιλι μιλά για την έκλειψη του Ήλιου στις 8 Ιουλίου 1842 στην πόλη της Παβίας (Ιταλία): «Όταν έγινε η ολική έκλειψη και το φως του ήλιου έσβησε αμέσως, κάποιο είδος φωτεινής λάμψης εμφανίστηκε ξαφνικά γύρω από το σκοτεινό σώμα του η Σελήνη, παρόμοια με ένα στέμμα ή ένα φωτοστέφανο γύρω από τον άγιο της κεφαλής
Καμία αναφορά για προηγούμενες εκλείψεις δεν είχε περιγράψει κάτι τέτοιο, και δεν περίμενα καθόλου να δω τη μεγαλοπρέπεια που ήταν τώρα μπροστά στα μάτια μου. Το πλάτος της στεφάνης, με βάση την περιφέρεια του δίσκου της Σελήνης, ήταν περίπου ίσο με το ήμισυ της σεληνιακής διαμέτρου. Φαινόταν να αποτελείται από λαμπερές ακτίνες. Το φως του ήταν πιο πυκνό κοντά στην άκρη της Σελήνης, και καθώς απομακρύνονταν, οι ακτίνες του στέμματος γίνονταν πιο αδύναμες και πιο λεπτές. Η εξασθένηση του φωτός προχώρησε εντελώς ομαλά μαζί με την αύξηση της απόστασης. Το στέμμα παρουσιάστηκε με τη μορφή δοκών ευθύγραμμων αδύναμων ακτίνων. τα εξωτερικά άκρα τους ξεπέρασαν. οι ακτίνες είχαν άνισο μήκος. Το στέμμα δεν ήταν κοκκινωπό, ούτε μαργαριτάρι, ήταν εντελώς λευκό. Οι ακτίνες του λαμπύριζαν ή τρεμοπαίζουν σαν φλόγα αερίου. Ανεξάρτητα από το πόσο λαμπρό ήταν αυτό το φαινόμενο, όση χαρά κι αν προκαλούσε στους θεατές, υπήρχε ακόμα κάτι κακό σε αυτό το παράξενο, θαυμαστό θέαμα, και καταλαβαίνω πλήρως πόσο σοκαρισμένοι και φοβισμένοι θα μπορούσαν να ήταν οι άνθρωποι τη στιγμή που συνέβησαν αυτά τα φαινόμενα εντελώς απροσδόκητα.
συνέχιση
--PAGE_BREAK--

Τα αστέρια είναι ίσως το πιο ενδιαφέρον πράγμα στην αστρονομία. Επιπλέον, κατανοούμε την εσωτερική δομή και την εξέλιξή τους καλύτερα από οτιδήποτε άλλο στο διάστημα (τουλάχιστον, έτσι φαίνεται σε εμάς). Η κατάσταση με τους πλανήτες δεν είναι πολύ καλή, γιατί το εσωτερικό τους είναι πολύ δύσκολο να εξερευνηθεί - βλέπουμε μόνο αυτό που υπάρχει στην επιφάνεια. Όσο για τα αστέρια, οι περισσότεροι από εμάς είμαστε σίγουροι ότι έχουν απλή δομή.

Στις αρχές του περασμένου αιώνα, ένας νεαρός αστροφυσικός μίλησε στο σεμινάριο του Έντινγκτον με το πνεύμα ότι δεν υπάρχει τίποτα πιο απλό από τα αστέρια. Στην οποία ο πιο έμπειρος αστροφυσικός απάντησε: «Λοιπόν, ναι, αν σε βλέπουν από απόσταση δισεκατομμυρίων χιλιομέτρων, τότε θα φαίνεσαι και απλός».

Στην πραγματικότητα, τα αστέρια δεν είναι τόσο απλά όσο φαίνονται. Ωστόσο, οι ιδιότητές τους έχουν μελετηθεί πλήρως. Υπάρχουν δύο λόγοι για αυτό. Πρώτον, μπορούμε να μοντελοποιήσουμε αριθμητικά αστέρια επειδή πιστεύουμε ότι είναι φτιαγμένα από ιδανικό αέριο. Πιο συγκεκριμένα, από πλάσμα, το οποίο συμπεριφέρεται σαν ιδανικό αέριο, η εξίσωση κατάστασης του οποίου είναι αρκετά απλή. Αυτό δεν θα λειτουργήσει με πλανήτες. Δεύτερον, μερικές φορές καταφέρνουμε να κοιτάξουμε στα βάθη των αστεριών, αν και μέχρι στιγμής αυτό αφορά κυρίως τον Ήλιο.

Ευτυχώς στη χώρα μας υπήρχαν και υπάρχουν πολλοί καλοί αστροφυσικοί και ειδικοί σταρ. Αυτό οφείλεται κυρίως στο γεγονός ότι υπήρχαν καλοί φυσικοί που κατασκεύασαν πυρηνικά όπλα και τα αστέρια είναι φυσικοί πυρηνικοί αντιδραστήρες. Και όταν κατασκευάστηκε το όπλο, πολλοί φυσικοί, συμπεριλαμβανομένων των Σιβηριανών, στράφηκαν στη μελέτη των αστεριών, επειδή τα αντικείμενα είναι κάπως παρόμοια. Και έχουν γράψει καλά βιβλία για αυτό το θέμα.

Θα σας προτείνω δύο βιβλία, τα οποία μέχρι σήμερα, κατά τη γνώμη μου, παραμένουν τα καλύτερα από αυτά στα ρωσικά. Το "Physics of Stars", ο συγγραφέας του οποίου είναι ο διάσημος φυσικός και ταλαντούχος δάσκαλος Samuil Aronovich Kaplan, γράφτηκε σχεδόν πριν από σαράντα χρόνια, αλλά τα βασικά δεν έχουν αλλάξει από τότε. Και σύγχρονες πληροφορίες για τη φυσική των αστεριών υπάρχουν στο βιβλίο «Αστέρια» από τη σειρά «Αστρονομία και Αστροφυσική», που φτιάξαμε εγώ και οι συνεργάτες μου. Απολαμβάνει τέτοιο ενδιαφέρον μεταξύ των αναγνωστών που έχει ήδη εκδοθεί σε τρεις εκδόσεις. Υπάρχουν και άλλα βιβλία, αλλά αυτά τα δύο περιέχουν σχεδόν ολοκληρωμένες πληροφορίες για όσους εξοικειώνονται με το θέμα.

Τόσο διαφορετικά αστέρια

Αν κοιτάξουμε τον έναστρο ουρανό, θα παρατηρήσουμε ότι τα αστέρια έχουν διαφορετική φωτεινότητα (ορατή φωτεινότητα) και διαφορετικά χρώματα. Είναι σαφές ότι η φωτεινότητα μπορεί να είναι θέμα τύχης, αφού το ένα αστέρι είναι πιο κοντά, το άλλο πιο μακριά, είναι δύσκολο να πούμε από αυτό τι είναι πραγματικά το αστέρι. Αλλά το χρώμα μας λέει πολλά, γιατί όσο υψηλότερη είναι η θερμοκρασία του σώματος, τόσο πιο μακριά στην μπλε περιοχή μετατοπίζεται το μέγιστο στο φάσμα της ακτινοβολίας. Φαίνεται ότι μπορούμε απλά να υπολογίσουμε τη θερμοκρασία ενός αστεριού με το μάτι: το κόκκινο είναι κρύο, το μπλε είναι ζεστό. Κατά κανόνα, αυτό είναι πράγματι έτσι. Αλλά μερικές φορές προκύπτουν σφάλματα λόγω του γεγονότος ότι υπάρχει κάποιο είδος μέσου μεταξύ του αστεριού και μας. Μερικές φορές είναι πολύ διαφανές, και μερικές φορές όχι τόσο πολύ. Όλοι γνωρίζουν το παράδειγμα του Ήλιου: ψηλά πάνω από τον ορίζοντα είναι λευκός (τον λέμε κίτρινο, αλλά στο μάτι είναι σχεδόν λευκό, γιατί το φως του μας τυφλώνει), αλλά ο Ήλιος γίνεται κόκκινος όταν ανατέλλει ή δύει κάτω από τον ορίζοντα . Προφανώς, δεν είναι ο ίδιος ο Ήλιος που αλλάζει τη θερμοκρασία της επιφάνειάς του, αλλά το περιβάλλον που αλλάζει το ορατό χρώμα του, και αυτό πρέπει να το θυμόμαστε. Δυστυχώς, είναι μεγάλο πρόβλημα για τους αστρονόμους να μαντέψουν πόσο έχει αλλάξει το χρώμα, δηλ. η ορατή (χρωματική) θερμοκρασία ενός άστρου, λόγω του γεγονότος ότι το φως του έχει περάσει από το διαστρικό αέριο, την ατμόσφαιρα του πλανήτη μας και άλλα απορροφητικά μέσα.

Το φάσμα του αστρικού φωτός είναι ένα πολύ πιο αξιόπιστο χαρακτηριστικό γιατί είναι δύσκολο να παραμορφωθεί σε μεγάλο βαθμό. Όλα όσα γνωρίζουμε για τα αστέρια σήμερα τα διαβάζουμε στα φάσματα τους. Η μελέτη του αστρικού φάσματος είναι μια τεράστια, προσεκτικά ανεπτυγμένη περιοχή της αστροφυσικής.

Είναι ενδιαφέρον ότι πριν από λιγότερο από διακόσια χρόνια, ένας διάσημος φιλόσοφος, ο Auguste Comte, είπε: «Έχουμε ήδη μάθει πολλά για τη φύση, αλλά υπάρχει κάτι που δεν θα μάθουμε ποτέ - αυτή είναι η χημική σύνθεση των αστεριών, επειδή η ύλη δεν θα πέσει ποτέ στα χέρια μας» Πράγματι, είναι απίθανο να πέσει ποτέ στα χέρια μας, αλλά έχουν περάσει κυριολεκτικά 15-20 χρόνια και οι άνθρωποι επινόησαν τη φασματική ανάλυση, χάρη στην οποία μάθαμε σχεδόν τα πάντα για τη χημική σύνθεση, τουλάχιστον, της επιφάνειας των αστεριών. Οπότε ποτέ μην λες ποτέ. Αντίθετα, θα υπάρχει πάντα ένας τρόπος να κάνεις κάτι στο οποίο δεν πιστεύεις στην αρχή.

Αλλά πριν μιλήσουμε για το φάσμα, ας δούμε ξανά το χρώμα του αστεριού. Γνωρίζουμε ήδη ότι η μέγιστη ένταση στο φάσμα μετατοπίζεται στην μπλε περιοχή με την αύξηση της θερμοκρασίας, και αυτό πρέπει να χρησιμοποιηθεί. Και οι αστρονόμοι έχουν μάθει να το χρησιμοποιούν αυτό, γιατί η λήψη ενός πλήρους φάσματος είναι πολύ ακριβή. Χρειάζεστε ένα μεγάλο τηλεσκόπιο και μεγάλο χρόνο παρατήρησης για να συγκεντρώσετε αρκετό φως σε διαφορετικά μήκη κύματος - και ταυτόχρονα να λάβετε αποτελέσματα μόνο για ένα αστέρι που μελετάται. Και το χρώμα μπορεί να μετρηθεί πολύ απλά, και αυτό μπορεί να γίνει για πολλά αστέρια ταυτόχρονα. Και για μαζική στατιστική ανάλυση, απλά τα φωτογραφίζουμε δύο ή τρεις φορές μέσα από διαφορετικά φίλτρα με ευρύ παράθυρο μετάδοσης.

Συνήθως δύο φίλτρα - Μπλε (Β) και Οπτικό (V) - είναι αρκετά για να προσδιορίσουν τη θερμοκρασία επιφάνειας ενός αστεριού σε μια πρώτη προσέγγιση. Για παράδειγμα, έχουμε τρία αστέρια που έχουν διαφορετικές επιφανειακές θερμοκρασίες και όλα έχουν διαφορετικά χρώματα. Εάν ένα από αυτά είναι σαν τον Ήλιο (θερμοκρασία περίπου 6 χιλιάδες βαθμούς), τότε και στις δύο εικόνες θα είναι περίπου η ίδια φωτεινότητα. Ωστόσο, το φως ενός ψυχρότερου άστρου θα καταστέλλεται πιο έντονα από το φίλτρο Β και λίγο φως μεγάλου μήκους κύματος θα περάσει μέσα από αυτό, επομένως θα μας φαίνεται ως ένα «αδύναμο» αστέρι. Αλλά με ένα πιο καυτό αστέρι η κατάσταση θα είναι ακριβώς το αντίθετο.

Μερικές φορές όμως δύο φίλτρα δεν αρκούν. Μπορείτε πάντα να κάνετε ένα λάθος, όπως με τον Ήλιο στον ορίζοντα. Οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν συνήθως 3 παράθυρα μετάδοσης: Visual, Blue και το τρίτο - Ultraviolet, στο όριο της ατμοσφαιρικής διαφάνειας. Τρεις φωτογραφίες μας λένε ήδη με μεγάλη ακρίβεια τον βαθμό στον οποίο το διαστρικό μέσο εξασθενεί το φως κάθε άστρου και ποια είναι η θερμοκρασία της επιφάνειας του ίδιου του αστεριού. Για τη μαζική ταξινόμηση των αστεριών, μια τέτοια φωτομετρία 3 ζωνών είναι μέχρι στιγμής η μόνη μέθοδος που έχει καταστήσει δυνατή τη μελέτη περισσότερων από ένα δισεκατομμύριο αστέρων.

Καθολική πιστοποίηση αστεριών

Αλλά το φάσμα, φυσικά, χαρακτηρίζει το αστέρι πολύ πιο πληρέστερα. Το φάσμα είναι το «διαβατήριο» ενός αστεριού γιατί οι φασματικές γραμμές μας λένε τόσα πολλά. Όλοι έχουμε συνηθίσει τις λέξεις «φασματικές γραμμές»· μπορούμε να φανταστούμε ποιες είναι (διαφάνεια 08 – φάσματα χημικών στοιχείων στην ορατή περιοχή). Ο οριζόντιος άξονας είναι το μήκος κύματος, το οποίο σχετίζεται με τη συχνότητα με την οποία εκπέμπεται το φως. Αλλά ποια είναι η προέλευση του σχήματος των γραμμών, γιατί μοιάζουν με ευθείες κάθετες γραμμές, και όχι με κύκλους, τρίγωνα ή κάποιου είδους σκιρτήματα;

Η φασματική γραμμή είναι μια μονόχρωμη εικόνα της σχισμής εισόδου του φασματογράφου. Αν έφτιαχνα μια σχισμή σε σχήμα σταυρού, θα έπαιρνα ένα σετ από σταυρούς διαφορετικών χρωμάτων. Κατά τη γνώμη μου, ένας τριτοετής φυσικός πρέπει να σκεφτεί τόσο απλά πράγματα. Ή, όπως στον στρατό, είπαν "γραμμή" - σημαίνει γραμμή; Αυτό δεν είναι σε καμία περίπτωση πάντα μια γραμμή, επειδή ο φασματογράφος δεν χρησιμοποιεί απαραίτητα μια σχισμή εισόδου, αν και, κατά κανόνα, η οπή εισόδου είναι μια κάθετη ορθογώνια σχισμή, κάτι που είναι πιο βολικό.

Υπάρχει πάντα ένα στοιχείο διασποράς στο κύκλωμα οποιουδήποτε φασματογράφου. ένα πρίσμα ή ένα πλέγμα περίθλασης μπορεί να δράσει με αυτή την ικανότητα. Ένα αστέρι - ένα σύννεφο θερμού αερίου - εκπέμπει ένα χαρακτηριστικό σύνολο κβαντών διαφορετικών συχνοτήτων. Τα περνάμε από τη σχισμή εισόδου και το στοιχείο διασποράς και παίρνουμε εικόνες της σχισμής σε διάφορα χρώματα, ταξινομημένες κατά μήκος κύματος.

Εάν εκπέμπουν ελεύθερα άτομα χημικών στοιχείων, το φάσμα είναι ευθυγραμμισμένο. Και αν πάρουμε το ζεστό νήμα ενός λαμπτήρα πυρακτώσεως ως πηγή ακτινοβολίας, τότε παίρνουμε ένα συνεχές φάσμα. Γιατί αυτό? Δεν υπάρχουν χαρακτηριστικά επίπεδα ενέργειας σε έναν μεταλλικό αγωγό· τα ηλεκτρόνια εκεί, που κινούνται άγρια, ακτινοβολούν σε όλες τις συχνότητες. Επομένως, υπάρχουν τόσες πολλές φασματικές γραμμές που αλληλοεπικαλύπτονται και προκύπτει ένα συνεχές - ένα συνεχές φάσμα.

Αλλά τώρα παίρνουμε μια πηγή ενός συνεχούς φάσματος και περνάμε το φως της μέσα από ένα σύννεφο αερίου, αλλά πιο ψυχρό από τη σπείρα. Σε αυτή την περίπτωση, το νέφος αρπάζει από το συνεχές φάσμα εκείνα τα φωτόνια των οποίων η ενέργεια αντιστοιχεί σε μεταβάσεις μεταξύ των ενεργειακών επιπέδων στα άτομα αυτού του αερίου. Και σε αυτές τις συχνότητες έχουμε κομμένες γραμμές, «τρύπες» στο συνεχές φάσμα - έχουμε ένα φάσμα απορρόφησης. Αλλά τα άτομα που απορρόφησαν κβάντα φωτός έγιναν λιγότερο σταθερά και αργά ή γρήγορα τα εξέπεμπαν. Γιατί το φάσμα συνεχίζει να παραμένει «διαρροή»;

Επειδή το άτομο δεν νοιάζεται πού θα πετάξει την «επιπλέον» ενέργεια. Η αυθόρμητη εκπομπή εμφανίζεται σε διαφορετικές κατευθύνσεις. Ένα ορισμένο κλάσμα φωτονίων πετά προς τα εμπρός, φυσικά, αλλά, σε αντίθεση με την διεγερμένη εκπομπή ενός λέιζερ, είναι μικροσκοπικό.

Οι φασματικές γραμμές είναι συνήθως πολύ ευρείες και η κατανομή της φωτεινότητας μέσα σε αυτές είναι άνιση. Πρέπει επίσης να δώσουμε προσοχή σε αυτό το φαινόμενο και να διερευνήσουμε με τι συνδέεται.

Υπάρχουν πολλοί φυσικοί παράγοντες που κάνουν τη φασματική γραμμή ευρεία. Σε ένα γράφημα της κατανομής φωτεινότητας (ή απορρόφησης), μπορούν, κατά κανόνα, να διακριθούν δύο παράμετροι: το κεντρικό μέγιστο και το χαρακτηριστικό πλάτος. Το πλάτος της φασματικής γραμμής μετριέται συνήθως στο επίπεδο του μισού της έντασης της μέγιστης. Τόσο το πλάτος όσο και το σχήμα της γραμμής μπορούν να μας πουν για ορισμένα φυσικά χαρακτηριστικά της πηγής φωτός. Ποιες όμως;

Ας υποθέσουμε ότι αιωρήσαμε ένα μόνο άτομο στο κενό και δεν το αγγίξαμε με κανέναν τρόπο, δεν το εμποδίσαμε να εκπέμψει. Αλλά ακόμα και σε αυτήν την περίπτωση, το φάσμα θα έχει μη μηδενικό πλάτος γραμμής· ονομάζεται φυσικό. Προκύπτει λόγω του γεγονότος ότι η διαδικασία ακτινοβολίας είναι περιορισμένη χρονικά, για διαφορετικά άτομα από 10-8 έως 10-10 s. Εάν «κόψετε» ένα ημιτονοειδές ηλεκτρομαγνητικού κύματος στα άκρα, τότε δεν θα είναι πλέον ένα ημιτονοειδές, αλλά μια καμπύλη που επεκτείνεται σε ένα σύνολο ημιτονοειδών με συνεχές φάσμα συχνοτήτων. Και όσο μικρότερος είναι ο χρόνος ακτινοβολίας, τόσο ευρύτερη είναι η φασματική γραμμή.

Υπάρχουν και άλλα εφέ σε φυσικές πηγές φωτός που διευρύνουν τη φασματική γραμμή. Για παράδειγμα, η θερμική κίνηση των ατόμων. Δεδομένου ότι το αντικείμενο που ακτινοβολεί έχει μη μηδενική απόλυτη θερμοκρασία, τα άτομά του κινούνται χαοτικά: μισό προς εμάς, μισό μακριά από εμάς, αν κοιτάξετε την ακτινική προβολή ταχύτητας. Ως αποτέλεσμα του φαινομένου Doppler, η ακτινοβολία της πρώτης μετατοπίζεται στην μπλε πλευρά, ενώ η ακτινοβολία των άλλων μετατοπίζεται στην κόκκινη πλευρά. Αυτό το φαινόμενο ονομάζεται θερμική διεύρυνση Doppler της φασματικής γραμμής.

Η διεύρυνση Doppler μπορεί επίσης να συμβεί για άλλους λόγους. Για παράδειγμα, ως αποτέλεσμα της μακροσκοπικής κίνησης της ύλης. Η επιφάνεια οποιουδήποτε αστεριού βράζει: ροές θερμού αερίου ανεβαίνουν από τα βάθη και το ψυχρό αέριο κατέρχεται. Τη στιγμή που λαμβάνεται το φάσμα, κάποιες ροές κινούνται προς εμάς, άλλες - μακριά από εμάς. Το συναγωγικό φαινόμενο Doppler είναι μερικές φορές ισχυρότερο από το θερμικό.

Όταν κοιτάμε μια φωτογραφία του έναστρου ουρανού, είναι δύσκολο για εμάς να καταλάβουμε ποιο είναι το μέγεθος των αστεριών στην πραγματικότητα. Για παράδειγμα, υπάρχει κόκκινο και μπλε. Αν δεν ήξερα τίποτα για αυτά, μπορεί να σκεφτόμουν το εξής: ένα κόκκινο αστέρι δεν έχει πολύ υψηλή θερμοκρασία επιφάνειας, αλλά αν το δω αρκετά φωτεινό, σημαίνει ότι είναι κοντά μου. Αλλά τότε θα έχω πρόβλημα να προσδιορίσω τη σχετική απόσταση από το μπλε αστέρι, που λάμπει πιο αδύναμα. Σκέφτομαι: έτσι, μπλε σημαίνει ζεστό, αλλά δεν καταλαβαίνω αν είναι κοντά μου ή μακριά. Άλλωστε, μπορεί να είναι μεγάλο σε μέγεθος και να εκπέμπει μεγάλη δύναμη, αλλά να είναι τόσο μακριά ώστε να έρχεται λίγο φως από εκεί. Ή, αντίθετα, μπορεί να λάμπει τόσο αχνά επειδή είναι πολύ μικρό, αν και κοντά. Πώς μπορείς να ξεχωρίσεις ένα μεγάλο αστέρι από ένα μικρό αστέρι; Είναι δυνατόν να προσδιοριστεί το γραμμικό του μέγεθος από το φάσμα ενός αστεριού;

Δεν φαίνεται. Αλλά παρόλα αυτά είναι δυνατόν! Το γεγονός είναι ότι τα μικρά αστέρια είναι πυκνά, ενώ τα μεγάλα αστέρια έχουν μια σπάνια ατμόσφαιρα, επομένως το αέριο στην ατμόσφαιρά τους βρίσκεται σε διαφορετικές συνθήκες. Όταν λαμβάνουμε τα φάσματα των λεγόμενων νάνων αστεριών και γιγάντων αστέρων, βλέπουμε αμέσως διαφορές στη φύση των φασματικών γραμμών (διαφάνεια 16 - Τα φάσματα των νάνων και των γιγάντων αστεριών διαφέρουν στο πλάτος των φασματικών γραμμών). Στη σπάνια ατμόσφαιρα του γίγαντα, κάθε άτομο πετά ελεύθερα, συναντώντας σπάνια τους γείτονές του. Όλα εκπέμπουν σχεδόν με τον ίδιο τρόπο, αφού δεν παρεμβαίνουν μεταξύ τους, έτσι οι φασματικές γραμμές των γιγάντων έχουν πλάτος κοντά στο φυσικό. Αλλά ένας νάνος είναι ένα αστέρι με μεγάλη μάζα, αλλά πολύ μικρό και, επομένως, με πολύ υψηλή πυκνότητα αερίου. Στην ατμόσφαιρά του, τα άτομα αλληλεπιδρούν συνεχώς μεταξύ τους, εμποδίζοντας τους γείτονές τους να εκπέμπουν σε αυστηρά καθορισμένη συχνότητα: επειδή το καθένα έχει το δικό του ηλεκτρικό πεδίο, το οποίο επηρεάζει το πεδίο του γείτονα. Λόγω του γεγονότος ότι τα άτομα βρίσκονται σε διαφορετικές περιβαλλοντικές συνθήκες, εμφανίζεται η λεγόμενη διεύρυνση της γραμμής Stark. Εκείνοι. Από το σχήμα, όπως λένε, των «φτερών» των φασματικών γραμμών, μαντεύουμε αμέσως την πυκνότητα του αερίου στην επιφάνεια του άστρου και το τυπικό του μέγεθος.

Το φαινόμενο Doppler μπορεί επίσης να εκδηλωθεί λόγω της περιστροφής του αστεριού στο σύνολό του. Δεν μπορούμε να διακρίνουμε τις άκρες ενός μακρινού αστεριού· μας φαίνεται σαν ένα σημείο. Αλλά από την άκρη που μας πλησιάζει, όλες οι γραμμές του φάσματος βιώνουν μια μπλε μετατόπιση και από την άκρη που απομακρύνεται από εμάς, αντιμετωπίζουν μια κόκκινη μετατόπιση (διαφάνεια 18 - Η περιστροφή ενός αστεριού οδηγεί σε διεύρυνση των φασματικών γραμμών). Προσθέτοντας, αυτό οδηγεί σε διεύρυνση της φασματικής γραμμής. Φαίνεται διαφορετικό από το φαινόμενο Stark και αλλάζει το σχήμα της φασματικής γραμμής διαφορετικά, οπότε μπορείτε να μαντέψετε σε ποια περίπτωση το πλάτος της γραμμής επηρεάστηκε από την περιστροφή του άστρου και σε ποια από την πυκνότητα αερίου στην ατμόσφαιρα του άστρου. Στην πραγματικότητα, αυτός είναι ο μόνος τρόπος για να μετρήσουμε την ταχύτητα περιστροφής ενός αστεριού, γιατί δεν βλέπουμε αστέρια σε μορφή μπάλες, είναι όλα σημεία για εμάς.

Η κίνηση ενός αστεριού στο διάστημα επηρεάζει επίσης το φάσμα λόγω του φαινομένου Doppler. Εάν δύο αστέρια κινούνται το ένα γύρω από το άλλο, και τα δύο φάσματα από αυτό το ζεύγος αναμιγνύονται και εμφανίζονται το ένα ενάντια στο άλλο. Εκείνοι. Η περιοδική μετατόπιση των γραμμών εμπρός και πίσω είναι σημάδι της τροχιακής κίνησης των άστρων.

Τι μπορούμε να πάρουμε από μια σειρά χρονικά μεταβαλλόμενων φασμάτων; Μετράμε την ταχύτητα (με το πλάτος της μετατόπισης), την τροχιακή περίοδο και από αυτές τις δύο παραμέτρους, χρησιμοποιώντας τον τρίτο νόμο του Κέπλερ, υπολογίζουμε τη συνολική μάζα των άστρων. Μερικές φορές, με βάση έμμεσα στοιχεία, είναι δυνατό να διαιρεθεί αυτή η μάζα μεταξύ των στοιχείων του δυαδικού συστήματος. Στις περισσότερες περιπτώσεις, αυτός είναι ο μόνος τρόπος μέτρησης της μάζας των αστεριών.

Παρεμπιπτόντως, το εύρος των μαζών των αστεριών που έχουμε μελετήσει μέχρι σήμερα δεν είναι πολύ μεγάλο: η διαφορά είναι ελαφρώς μεγαλύτερη από 3 τάξεις μεγέθους. Τα αστέρια με τη μικρότερη μάζα είναι περίπου το ένα δέκατο της μάζας του Ήλιου. Η ακόμη μικρότερη μάζα τους τα εμποδίζει να πυροδοτήσουν θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Τα πιο ογκώδη αστέρια που ανακαλύψαμε πρόσφατα είναι 150 ηλιακές μάζες. Αυτά είναι μοναδικά, μόνο 2 από αυτά είναι γνωστά μέχρι στιγμής από πολλά δισεκατομμύρια.

Παρατηρώντας σπάνια δυαδικά συστήματα στο τροχιακό επίπεδο των οποίων βρισκόμαστε, μπορούμε επίσης να μάθουμε πολλά για αυτό το ζεύγος άστρων χρησιμοποιώντας μόνο παρατηρητικά χαρακτηριστικά, π.χ. που μπορούμε να δούμε άμεσα, και όχι να υπολογίσουμε με βάση κάποιους νόμους. Εφόσον δεν τα διακρίνουμε μεμονωμένα, βλέπουμε απλώς μια πηγή φωτός, η φωτεινότητα της οποίας αλλάζει από καιρό σε καιρό: οι εκλείψεις συμβαίνουν ενώ το ένα αστέρι περνά μπροστά από το άλλο. Μια βαθύτερη έκλειψη σημαίνει ότι ένα κρύο αστέρι κάλυψε ένα ζεστό και ένα πιο ρηχό σημαίνει, αντίθετα, ένα ζεστό ένα κρύο (οι καλυμμένες περιοχές είναι οι ίδιες, επομένως το βάθος της έκλειψης εξαρτάται μόνο από τη θερμοκρασία τους) . Εκτός από την τροχιακή περίοδο, μετράμε τη φωτεινότητα των άστρων, από την οποία προσδιορίζουμε τη σχετική θερμοκρασία τους, και από τη διάρκεια της έκλειψης υπολογίζουμε το μέγεθός τους.

Το μέγεθος των αστεριών, όπως γνωρίζουμε, είναι τεράστιο. Σε σύγκριση με τους πλανήτες, είναι απλά γιγάντιοι. Ο Ήλιος είναι ο πιο χαρακτηριστικός σε μέγεθος ανάμεσα στα αστέρια, στο ίδιο επίπεδο με τόσο γνωστά από παλιά, όπως ο Άλφα Κενταύρου και ο Σείριος. Αλλά τα μεγέθη των άστρων (σε αντίθεση με τις μάζες τους) εμπίπτουν σε ένα τεράστιο εύρος - 7 τάξεις μεγέθους. Υπάρχουν αστέρια αισθητά μικρότερα από αυτά, ένα από τα μικρότερα (και ταυτόχρονα ένα από τα πιο κοντινά σε εμάς) είναι το Proxima, είναι ελαφρώς μεγαλύτερο από τον Δία. Και υπάρχουν πολύ μεγαλύτερα αστέρια, και σε ορισμένα στάδια της εξέλιξης διογκώνονται σε απίστευτα μεγέθη και γίνονται αισθητά μεγαλύτερα από ολόκληρο το πλανητικό μας σύστημα.

Ίσως το μόνο αστέρι του οποίου τη διάμετρο μετρήσαμε απευθείας (λόγω του γεγονότος ότι δεν απέχει πολύ από εμάς) είναι ο υπεργίγαντας Betelgeuse στον αστερισμό του Ωρίωνα· στις εικόνες του τηλεσκοπίου Hubble δεν είναι μια τελεία, αλλά ένας κύκλος (διαφάνεια 26 - The μέγεθος του αστέρα Betelgeuse σε σύγκριση με τις διαμέτρους των τροχιών της Γης και του Δία (φωτογραφία από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble). Εάν αυτό το αστέρι τοποθετηθεί στη θέση του Ήλιου, θα «τρώει» όχι μόνο τη Γη, αλλά και τον Δία, καλύπτοντας πλήρως την τροχιά του.

Τι ονομάζουμε όμως το μέγεθος ενός αστεριού; Ανάμεσα σε ποια σημεία μετράμε το αστέρι; Στις οπτικές εικόνες, το αστέρι είναι σαφώς περιορισμένο στο διάστημα και φαίνεται σαν να μην υπάρχει τίποτα τριγύρω. Λοιπόν, φωτογραφίσατε τον Betelgeuse σε ορατό φως, εφαρμόσατε έναν χάρακα στην εικόνα και τελειώσατε; Αλλά αυτό, αποδεικνύεται, δεν είναι το μόνο. Στο εύρος της μακρινής υπέρυθρης ακτινοβολίας, είναι σαφές ότι η ατμόσφαιρα του άστρου εκτείνεται πολύ περισσότερο και εκπέμπει ρεύματα. Πρέπει να υποθέσουμε ότι αυτό είναι το όριο του αστεριού; Αλλά κινούμαστε στην περιοχή των μικροκυμάτων και βλέπουμε ότι η ατμόσφαιρα του αστεριού εκτείνεται σε σχεδόν χίλιες αστρονομικές μονάδες, αρκετές φορές μεγαλύτερη από ολόκληρο το ηλιακό μας σύστημα.

Στη γενική περίπτωση, ένα αστέρι είναι ένας αέριος σχηματισμός που δεν περικλείεται σε άκαμπτα τοιχώματα (δεν υπάρχουν στο διάστημα) και επομένως δεν έχει όρια. Τυπικά, κάθε αστέρι εκτείνεται επ 'αόριστον (ακριβέστερα, μέχρι να φτάσει σε ένα γειτονικό αστέρι), εκπέμποντας έντονα αέριο, που ονομάζεται αστρικός άνεμος (κατ' αναλογία με τον ηλιακό άνεμο). Επομένως, όταν μιλάμε για το μέγεθος ενός αστεριού, πρέπει πάντα να διευκρινίζουμε σε ποιο εύρος ακτινοβολίας το ορίζουμε, τότε θα είναι πιο ξεκάθαρο για τι μιλάμε.

Φασματική ταξινόμηση του Χάρβαρντ

Τα πραγματικά φάσματα των αστεριών είναι αναμφίβολα πολύ περίπλοκα. Δεν μοιάζουν καθόλου με τα φάσματα μεμονωμένων χημικών στοιχείων που έχουμε συνηθίσει να βλέπουμε σε βιβλία αναφοράς. Για παράδειγμα, ακόμη και στο στενό οπτικό εύρος του ηλιακού φάσματος - από την ιώδη περιοχή μέχρι το κόκκινο, που μόλις βλέπει το μάτι μας - υπάρχουν πολλές γραμμές και δεν είναι καθόλου εύκολο να τις καταλάβουμε. Το να ανακαλύψουμε, ακόμη και με βάση ένα λεπτομερές, εξαιρετικά διασκορπισμένο φάσμα, ποια χημικά στοιχεία και σε ποιες ποσότητες υπάρχουν στην ατμόσφαιρα ενός άστρου είναι ένα μεγάλο πρόβλημα που οι αστρονόμοι δεν μπορούν να λύσουν πλήρως.

Κοιτάζοντας το φάσμα, θα δούμε αμέσως εξέχουσες γραμμές υδρογόνου Balmer (Hα, Hβ, Hγ, Hδ) και πολλές γραμμές σιδήρου. Μερικές φορές το ήλιο και το ασβέστιο συναντώνται. Είναι λογικό να συμπεράνουμε ότι το αστέρι αποτελείται κυρίως από σίδηρο (Fe) και εν μέρει υδρογόνο (Η). Στις αρχές του 20ου αιώνα, ανακαλύφθηκε η ραδιενέργεια και όταν οι άνθρωποι σκέφτηκαν τις πηγές ενέργειας στα αστέρια, θυμήθηκαν ότι υπάρχουν πολλές γραμμές μετάλλων στο φάσμα του Ήλιου και υπέθεσαν ότι η διάσπαση του ουρανίου ή του ραδίου θερμαίνεται το εσωτερικό του Ήλιου μας. Ωστόσο, αποδείχθηκε ότι δεν ήταν έτσι.

Η πρώτη ταξινόμηση των αστρικών φασμάτων δημιουργήθηκε στο Παρατηρητήριο του Χάρβαρντ (ΗΠΑ) από τα χέρια περίπου δώδεκα γυναικών. Παρεμπιπτόντως, γιατί ειδικά οι γυναίκες είναι μια ενδιαφέρουσα ερώτηση. Η επεξεργασία των φασμάτων είναι μια πολύ λεπτή και επίπονη δουλειά, για την οποία ο διευθυντής του αστεροσκοπείου, E. Pickering, έπρεπε να προσλάβει βοηθούς. Η δουλειά των γυναικών στην επιστήμη δεν ήταν πολύ ευπρόσδεκτη εκείνη την εποχή και πληρωνόταν πολύ χειρότερα από αυτή των ανδρών: με τα χρήματα που είχε αυτό το μικρό παρατηρητήριο, ήταν δυνατό να προσληφθούν είτε δύο άνδρες είτε μια ντουζίνα γυναίκες. Και τότε, για πρώτη φορά, ένας μεγάλος αριθμός γυναικών κλήθηκε στην αστρονομία, οι οποίες σχημάτισαν το λεγόμενο «Χαρέμι ​​Pickering». Η φασματική ταξινόμηση που δημιούργησαν ήταν η πρώτη συνεισφορά στην επιστήμη από τη γυναικεία ομάδα, η οποία αποδείχθηκε πολύ πιο αποτελεσματική από το αναμενόμενο.

Εκείνη την εποχή, οι άνθρωποι δεν είχαν ιδέα με βάση ποια φυσικά φαινόμενα σχηματίστηκε το φάσμα· απλώς το φωτογράφιζαν. Προσπαθώντας να δημιουργήσουν μια ταξινόμηση, οι αστρονόμοι συλλογίστηκαν ως εξής: στο φάσμα οποιουδήποτε άστρου υπάρχουν γραμμές υδρογόνου· σε φθίνουσα σειρά της έντασής τους, όλα τα φάσματα μπορούν να ταξινομηθούν και να ομαδοποιηθούν. Αποσυντέθηκαν, προσδιορίζοντας ομάδες φασμάτων με λατινικά γράμματα με αλφαβητική σειρά: με τις ισχυρότερες γραμμές - κατηγορία Α, πιο αδύναμες γραμμές - κατηγορία Β κ.λπ.

Φαίνεται ότι όλα έγιναν σωστά. Αλλά λίγα χρόνια αργότερα γεννήθηκε η κβαντομηχανική και συνειδητοποιήσαμε ότι ένα άφθονο στοιχείο δεν αντιπροσωπεύεται απαραίτητα στο φάσμα με ισχυρές γραμμές και ένα σπάνιο στοιχείο δεν εκδηλώνεται με κανέναν τρόπο στο φάσμα. Πολλά εξαρτώνται από τη θερμοκρασία.

Ας δούμε το φάσμα απορρόφησης του ατομικού υδρογόνου: μόνο οι γραμμές της σειράς Balmer εμπίπτουν στην οπτική περιοχή. Αλλά υπό ποιες συνθήκες απορροφώνται αυτά τα κβάντα; Όταν μετακινείστε μόνο από το δεύτερο επίπεδο προς τα πάνω. Αλλά σε μια κανονική (ψυχρή) κατάσταση, όλα τα ηλεκτρόνια «κάθονται» στο πρώτο επίπεδο και δεν υπάρχει σχεδόν τίποτα στο δεύτερο. Αυτό σημαίνει ότι πρέπει να θερμάνουμε υδρογόνο έτσι ώστε κάποιο κλάσμα ηλεκτρονίων να πηδήξει στο δεύτερο επίπεδο (μετά θα επιστρέψουν πάλι προς τα κάτω, αλλά πριν από αυτό θα περάσουν λίγο χρόνο εκεί) - και στη συνέχεια το ιπτάμενο οπτικό κβάντο μπορεί να απορροφηθεί από ένα ηλεκτρόνιο από το δεύτερο επίπεδο, το οποίο θα εκδηλωθεί στο ορατό φάσμα.

Έτσι, το κρύο υδρογόνο δεν θα μας δώσει τη σειρά Balmer, αλλά το ζεστό υδρογόνο θα μας δώσει. Τι γίνεται αν θερμάνουμε το υδρογόνο ακόμα περισσότερο; Τότε πολλά ηλεκτρόνια θα μεταπηδήσουν στο τρίτο και υψηλότερο επίπεδο και το δεύτερο επίπεδο θα εξαντληθεί ξανά. Το πολύ καυτό υδρογόνο δεν θα μας δώσει επίσης φασματικές γραμμές που μπορούμε να δούμε στο οπτικό εύρος. Αν πάμε από τα πιο κρύα αστέρια στα πιο καυτά, θα δούμε ότι οι γραμμές οποιουδήποτε στοιχείου μπορούν να αναπαρασταθούν αρκετά καλά στο φάσμα μόνο σε ένα στενό εύρος θερμοκρασίας.

Όταν οι αστροφυσικοί το συνειδητοποίησαν αυτό, έπρεπε να αναδιατάξουν τους φασματικούς τύπους κατά σειρά αύξησης της θερμοκρασίας: από ψυχρά αστέρια σε θερμά. Αυτή η ταξινόμηση, σύμφωνα με την παράδοση, ονομάζεται και Χάρβαρντ, αλλά είναι ήδη φυσική, φυσική. Τα αστέρια της φασματικής κατηγορίας Α έχουν θερμοκρασία επιφάνειας περίπου 10 χιλιάδες μοίρες, οι γραμμές υδρογόνου είναι όσο το δυνατόν πιο φωτεινές και με την αύξηση της θερμοκρασίας αρχίζουν να εξαφανίζονται, επειδή το άτομο υδρογόνου ιονίζεται σε θερμοκρασίες πάνω από 20 χιλιάδες μοίρες. Η κατάσταση είναι παρόμοια με άλλα χημικά στοιχεία. Παρεμπιπτόντως, στα φάσματα των άστρων ψυχρότερα από 4000 K δεν υπάρχουν μόνο γραμμές μεμονωμένων χημικών στοιχείων, αλλά και ζώνες που αντιστοιχούν σε μόρια σύνθετων ουσιών που είναι σταθερά σε τέτοιες θερμοκρασίες (για παράδειγμα, οξείδια τιτανίου και σιδήρου).

Η προκύπτουσα ακολουθία γραμμάτων OBAFGKM, κατά την παραγγελία μαθημάτων με βάση τη θερμοκρασία, είναι αρκετά εύκολο να θυμούνται οι μαθητές της αστρονομίας, ειδικά επειδή έχουν εφευρεθεί κάθε λογής μνημονικά ρητά. Το πιο διάσημο στα αγγλικά είναι το Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! Το εύρος των επιφανειακών θερμοκρασιών είναι το εξής: τα πιο καυτά αστέρια έχουν δεκάδες χιλιάδες βαθμούς, τα πιο κρύα αστέρια έχουν λίγο πάνω από δύο χιλιάδες. Για μια πιο λεπτή ταξινόμηση, κάθε τάξη χωρίστηκε σε δέκα υποκατηγορίες και ένας αριθμός από το 0 έως το 9 εκχωρήθηκε σε κάθε γράμμα στα δεξιά. Σημειώστε ότι τα οπτικά φάσματα σε χρώμα φωτογραφίζονται μόνο για ομορφιά, αλλά για την επιστημονική έρευνα αυτό δεν έχει νόημα. συνήθως λαμβάνονται ασπρόμαυρες εικόνες.

Είναι σπάνιο, αλλά συμβαίνει τα αστέρια να μην εμφανίζουν γραμμές απορρόφησης (σκούρες σε φωτεινό φόντο), αλλά γραμμές εκπομπής (φωτεινό σε σκούρο φόντο). Η προέλευσή τους δεν είναι πλέον τόσο εύκολα κατανοητή, αν και αυτό είναι επίσης αρκετά στοιχειώδες. Στην αρχή της διάλεξης, είδαμε ότι ένα σπάνιο σύννεφο θερμού αερίου μας δίνει γραμμές εκπομπής. Όταν κοιτάμε ένα αστέρι με γραμμές εκπομπής στο φάσμα του, καταλαβαίνουμε ότι η πηγή αυτών των γραμμών είναι ένα σπάνιο, ημιδιαφανές αέριο που βρίσκεται στην περιφέρεια του άστρου, στην ατμόσφαιρά του. Δηλαδή, πρόκειται για αστέρια με εκτεταμένη καυτή ατμόσφαιρα, η οποία είναι διαφανής στο συνεχές (στα κενά μεταξύ των γραμμών), πράγμα που σημαίνει ότι δεν εκπέμπει σχεδόν τίποτα σε αυτό (νόμος Kirchhoff). Αλλά δεν είναι διαφανές σε μεμονωμένες φασματικές γραμμές, και επειδή δεν είναι διαφανές σε αυτές, εκπέμπει έντονα σε αυτές.

Σήμερα, η ταξινόμηση των αστρικών φασμάτων του Χάρβαρντ έχει επεκταθεί. Έχουν προστεθεί νέες κατηγορίες, που αντιστοιχούν σε καυτά αστέρια με εκτεταμένη ατμόσφαιρα, τους πυρήνες των πλανητικών νεφελωμάτων και των νέων, καθώς και πρόσφατα ανακαλυφθέντα μάλλον ψυχρά αντικείμενα που καταλαμβάνουν μια ενδιάμεση θέση μεταξύ των κανονικών αστεριών και των μεγαλύτερων πλανητών. ονομάζονται «καφέ νάνοι» ή «καφέ νάνοι».

Υπάρχουν επίσης υποκαταστήματα από ορισμένες κατηγορίες για αστέρια με πρωτότυπη χημική σύνθεση. Αυτό, παρεμπιπτόντως, είναι ένα μυστήριο για εμάς: δεν είναι ακόμα σαφές γιατί ορισμένα αστέρια ξαφνικά έχουν περίσσεια κάποιου σπάνιου χημικού στοιχείου. Πράγματι, παρά την ποικιλομορφία των αστρικών φασμάτων, η χημική σύνθεση των ατμόσφαιρών τους είναι πολύ παρόμοια: το 98% της μάζας του Ήλιου και παρόμοιων άστρων αποτελείται από τα δύο πρώτα χημικά στοιχεία - το υδρογόνο και το ήλιο, και όλα τα άλλα στοιχεία αντιπροσωπεύονται μόνο από το υπόλοιπο δύο τοις εκατό της μάζας.

Ο ήλιος είναι η πιο φωτεινή πηγή φωτός για εμάς· μπορούμε να τεντώσουμε πολύ το φάσμα του, να διακρίνουμε δεκάδες χιλιάδες φασματικές γραμμές σε αυτό και να τις αποκρυπτογραφήσουμε. Έτσι, έχει διαπιστωθεί ότι όλα τα στοιχεία του περιοδικού πίνακα υπάρχουν στον Ήλιο. Ωστόσο, θα σας πω ένα μυστικό, μέχρι στιγμής περίπου 20 γραμμές του ηλιακού φάσματος, πολύ αδύναμες, έχουν παραμείνει άγνωστες. Έτσι, ακόμη και με τον Ήλιο, το πρόβλημα της αναγνώρισης της χημικής σύνθεσης δεν έχει ακόμη επιλυθεί πλήρως.

Η κατανομή των χημικών στοιχείων στην ηλιακή ατμόσφαιρα έχει μια σειρά από ενδιαφέροντα μοτίβα). Αυτή πιστεύεται ότι είναι η τυπική σύνθεση της αστρικής ύλης. Και για τους περισσότερους σταρ αυτό ισχύει. Ξεκινώντας από τον άνθρακα και μέχρι τους βαρύτερους πυρήνες (τουλάχιστον μέχρι το ουράνιο), παρατηρείται μια αρκετά ομαλή μείωση της αφθονίας των στοιχείων καθώς αυξάνεται ο ατομικός τους αριθμός. Ωστόσο, υπάρχει ένα πολύ ισχυρό χάσμα μεταξύ ηλίου και άνθρακα - αυτό συμβαίνει επειδή το λίθιο και το βηρύλλιο συμμετέχουν πιο εύκολα σε θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, είναι πιο ενεργά ακόμη και από το υδρογόνο και το ήλιο. Και μόλις η θερμοκρασία ανέβει πάνω από ένα εκατομμύριο βαθμούς, καίγονται πολύ γρήγορα.

Όμως μέσα σε αυτή την άρτια τάση υπάρχουν ιδιαιτερότητες. Πρώτον, η κορυφή του σιδήρου ξεχωρίζει έντονα. Στη φύση, συμπεριλαμβανομένων των αστεριών, ο σίδηρος, το νικέλιο και τα στοιχεία κοντά τους είναι ασυνήθιστα άφθονα σε σύγκριση με τους γείτονές τους. Το γεγονός είναι ότι ο σίδηρος είναι ένα ασυνήθιστο χημικό στοιχείο: είναι το τελικό προϊόν των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων που συμβαίνουν υπό συνθήκες ισορροπίας, δηλ. χωρίς εκρήξεις. Στις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, το αστέρι συνθέτει όλο και βαρύτερα στοιχεία από το υδρογόνο, αλλά όταν πρόκειται για σίδηρο, όλα σταματούν. Επιπλέον, αν προσπαθήσουμε να φτιάξουμε κάτι νέο από σίδηρο σε μια θερμοπυρηνική αντίδραση, προσθέτοντας νετρόνια, πρωτόνια και άλλους πυρήνες σε αυτό, τότε δεν θα υπάρξει απελευθέρωση θερμότητας: όταν η φωτιά έχει καεί, δεν θα λάβετε τίποτα. από τη στάχτη. Αντίθετα, θα έπρεπε να παρέχεται ενέργεια από το εξωτερικό για να πραγματοποιηθεί η αντίδραση και καμία αντίδραση με τον σίδηρο δεν θα γινόταν από μόνη της υπό κανονικές συνθήκες. Ως εκ τούτου, έχει συσσωρευτεί πολύ σίδηρος στη φύση.

Ένα άλλο σημαντικό σημείο που πρέπει να σημειωθεί είναι ότι η γραμμή που συνδέει τα σημεία στο γράφημα έχει σχήμα πριονωτή. Αυτό συμβαίνει επειδή οι πυρήνες με ζυγό αριθμό νουκλεονίων (πρωτόνια και νετρόνια) είναι πολύ πιο σταθεροί από εκείνους με περιττό αριθμό. Δεδομένου ότι οι σταθεροί πυρήνες είναι πιο εύκολο να δημιουργηθούν παρά να καταστραφούν, υπάρχουν πάντα περισσότεροι από αυτούς τους πυρήνες που παράγονται, σε σύγκριση με γειτονικά στοιχεία, κατά μια ολόκληρη τάξη μεγέθους, ή ακόμα και μιάμιση.

Σε αντίθεση με τον Ήλιο, η σφαίρα και οι πλανήτες που μοιάζουν με τη Γη περιέχουν πολύ λίγο υδρογόνο και ήλιο, αλλά ξεκινώντας από τον άνθρακα, μια «αστρική» κατανομή χημικών στοιχείων είναι επίσης χαρακτηριστική για αυτούς. Επομένως, κάθε πλανήτης, όχι μόνο η Γη, έχει έναν μεγάλο σιδερένιο πυρήνα.

Δυστυχώς, τα φάσματα μας δείχνουν μόνο τη σύνθεση της επιφάνειας των άστρων. Παρατηρώντας το φως ενός άστρου, δεν μπορούμε να πούμε σχεδόν τίποτα για το τι βρίσκεται μέσα σε αυτό, και η εσωτερική ζωή των αστεριών διαφορετικών μαζών διαφέρει. Η μεταφορά ενέργειας σε ένα αστέρι πραγματοποιείται μέσω πολλών μηχανισμών, κυρίως της ακτινοβολίας και της μεταφοράς. Για παράδειγμα, σε αστέρια όπως ο Ήλιος στο κεντρικό τμήμα, όπου λαμβάνουν χώρα θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, η ενέργεια μεταφέρεται κυρίως με ακτινοβολία και η ύλη του πυρήνα δεν αναμιγνύεται με τα υπερκείμενα στρώματα. Η ανάμειξη συμβαίνει στην περιφέρεια, αλλά δεν φτάνει σε εκείνες τις εσωτερικές περιοχές στις οποίες η χημική σύνθεση αλλάζει σταδιακά λόγω θερμοπυρηνικών αντιδράσεων. Εκείνοι. Τα προϊόντα της θερμοπυρηνικής αντίδρασης δεν μεταφέρονται στην επιφάνεια· η αρχική ουσία από την οποία κάποτε γεννήθηκε ο Ήλιος κυκλοφορεί εδώ. Σε αστέρια με μεγαλύτερη μάζα, η μίξη πραγματοποιείται στο εσωτερικό, αλλά δεν εξαπλώνεται περαιτέρω. Τα συσσωρευμένα χημικά στοιχεία δεν μπορούν να πηδήξουν ούτε στην επιφάνεια του άστρου.

Τέλος, τα αστέρια χαμηλής μάζας είναι τα πιο σωστά αστέρια: η μεταφορά είναι ο κύριος μηχανισμός μεταφοράς θερμότητας και η πλήρης ανάμειξη της ύλης συμβαίνει μέσα τους. Αυτό σημαίνει ότι, όπως φαίνεται, αυτό που έχει παραχθεί στις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στο κέντρο θα πρέπει να επιπλέει στην επιφάνειά τους. Ωστόσο, οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις συμβαίνουν πολύ αργά σε αυτά τα μικρά αστέρια, ξοδεύουν την ενέργειά τους πολύ οικονομικά και εξελίσσονται αργά. Η διάρκεια ζωής τους είναι εκατοντάδες και χιλιάδες φορές μεγαλύτερη από αυτή άστρων όπως ο Ήλιος, δηλ. τρισεκατομμυρίων ετών. Και στα 14 δισεκατομμύρια χρόνια που έχουν περάσει από τη γέννηση του Σύμπαντος, ουσιαστικά τίποτα δεν έχει αλλάξει στη σύνθεσή τους. Είναι ακόμη μωρά, πολλά από αυτά είναι ακόμα ανώριμα και δεν έχουν ξεκινήσει τον κανονικό θερμοπυρηνικό κύκλο.

Έτσι, ακόμα δεν γνωρίζουμε τι υπάρχει μέσα στα αστέρια, ποια είναι η χημική σύσταση της ύλης εκεί, δεν έχουμε δεδομένα πεδίου. Μόνο το μόντελινγκ μπορεί να μας πει κάτι για αυτό.

Διάγραμμα Hertzsprung–Russell

Η φαινομενική φωτεινότητα των αστεριών μετριέται στην αντίστροφη λογαριθμική κλίμακα μεγέθους (διαφάνεια 43), αλλά αυτό δεν είναι ενδιαφέρον για έναν φυσικό. Αυτό που είναι σημαντικό για αυτόν είναι η συνολική ισχύς ακτινοβολίας του άστρου, και δεν μπορούμε να το μαντέψουμε μόνο από μια φωτογραφία.

Για παράδειγμα, το Άλφα Κενταύρου έχει εκπληκτική φωτεινότητα ανάμεσα σε άλλα αστέρια, αλλά αυτό δεν σημαίνει ότι είναι το πιο ισχυρό, τίποτα τέτοιο. Αυτό είναι ένα εντελώς συνηθισμένο αστέρι όπως ο Ήλιος, απλά κατά τύχη αποδείχθηκε πολύ πιο κοντά μας από τα άλλα και επομένως, σαν φανάρι, πλημμυρίζει το γύρω κομμάτι του ουρανού με το φως του, αν και τα περισσότερα αστέρια γειτονικά του σε αυτή τη φωτογραφία είναι πολύ πιο ισχυρές πηγές ακτινοβολίας, αλλά βρίσκονται πιο μακριά.

Επομένως, πρέπει να εκτιμήσουμε τη δύναμη του αστεριού όσο το δυνατόν ακριβέστερα. Για να γίνει αυτό, χρησιμοποιούμε τον φωτομετρικό αντίστροφο τετραγωνικό νόμο: μετρώντας τη φαινομενική φωτεινότητα ενός άστρου (την πυκνότητα της φωτεινής ροής που φτάνει στη Γη) και την απόστασή του, υπολογίζουμε τη συνολική ισχύ της ακτινοβολίας του σε watt. Τώρα μπορούμε να παρουσιάσουμε τη γενική φυσική εικόνα απεικονίζοντας όλα τα αστέρια σε ένα δισδιάστατο διάγραμμα (διαφάνεια 46), στους άξονες του οποίου απεικονίζονται δύο τιμές που προέρχονται από παρατηρήσεις - η θερμοκρασία της επιφάνειας του αστεριού και η σχετική ισχύς της ακτινοβολίας του (οι αστρονόμοι, λαμβάνοντας υπόψη μόνο το οπτικό εύρος, ονομάζουν αυτή την ισχύ φωτεινότητα και μετρούνται σε μονάδες ηλιακής ενέργειας). Στις αρχές του 20ου αιώνα, μια τέτοια εικόνα κατασκευάστηκε για πρώτη φορά από δύο αστρονόμους, από τα ονόματα των οποίων ονομάζεται διάγραμμα Hertzsprung–Russell.

Ο Ήλιος, ένα αστέρι με θερμοκρασία περίπου 6000 Κ και μονάδα ισχύος, βρίσκεται σχεδόν στο μέσο αυτού του διαγράμματος. Κατά το εύρος των αλλαγών και στις δύο παραμέτρους, τα αστέρια κατανέμονται σχεδόν συνεχώς, αλλά κατά μήκος του επιπέδου του διαγράμματος δεν είναι τυχαία διασκορπισμένα, αλλά ομαδοποιούνται σε συμπαγείς περιοχές.

Σήμερα, στο διάγραμμα Hertzsprung–Russell, διακρίνονται αρκετές τυπικές ομάδες, στις οποίες συγκεντρώνονται αστέρια που παρατηρούνται στη φύση (διαφάνεια 47). Η συντριπτική πλειοψηφία των αστεριών (90%) βρίσκονται σε μια στενή ζώνη κατά μήκος της διαγώνιας του διαγράμματος. αυτή η ομάδα ονομάζεται κύρια ακολουθία. Κυμαίνεται από αμυδρά, δροσερά αστέρια έως καυτά, φωτεινά: από μέρη ανά εκατομμύριο έως αρκετά εκατομμύρια ηλιακές φωτεινότητες. Για έναν φυσικό, αυτό είναι φυσικό: όσο πιο ζεστή είναι η επιφάνεια, τόσο πιο ισχυρή εκπέμπει.

Και στις δύο πλευρές της κύριας ακολουθίας υπάρχουν ομάδες ανώμαλων αστεριών. Ορισμένα αστέρια υψηλής θερμοκρασίας έχουν ασυνήθιστα χαμηλή φωτεινότητα (εκατοντάδες και χιλιάδες φορές μικρότερη από τον Ήλιο) λόγω του μικρού τους μεγέθους - τους ονομάζουμε λευκούς νάνους λόγω του χρώματός τους. Άλλα εξαιρετικά αστέρια, στην αντίθετη γωνία του διαγράμματος, χαρακτηρίζονται από χαμηλότερες θερμοκρασίες αλλά τεράστιες φωτεινότητες - πράγμα που σημαίνει ότι είναι σαφώς μεγαλύτερα σε φυσικό μέγεθος, πρόκειται για γίγαντες.

Κατά την εξέλιξή του, ένα αστέρι μπορεί να αλλάξει τη θέση του στο διάγραμμα. Περισσότερα για αυτό σε μία από τις παρακάτω διαλέξεις.

«Φασματική ανάλυση της φυσικής» - Φασματική ανάλυση Ανοιχτό μάθημα. Ζητούνται οπτικοτεχνικοί και μηχανικοί φωτισμού - σήμερα, αύριο, πάντα! Σταθερά φασματόμετρα οπτικής εκπομπής σπινθήρα “METALSKAN –2500”. Τα φάσματα τέτοιων αστεριών περιέχουν πολλές γραμμές μετάλλων και μορίων. Φασματική ανάλυση στην αστροφυσική. Ο σκοπός του μαθήματος. Το κύριο πεδίο δραστηριότητας του Wood είναι η φυσική οπτική.

«Φάσμα εκπομπής» - Λαμπτήρες φθορισμού. Ταξινόμηση πηγών φωτός. Προς το παρόν, έχουν συνταχθεί πίνακες με τα φάσματα όλων των ατόμων. Ένα παράδειγμα είναι το ταχέως αναπτυσσόμενο πεδίο της φυσικής χημείας. Φασματική ανάλυση. Τέτοιες συσκευές ονομάζονται φασματικές συσκευές. 4, 6 - ήλιο. 7 - ηλιόλουστο. Στη θέση των γραμμών απορρόφησης στο ηλιακό φάσμα, αναβοσβήνουν οι γραμμές εκπομπής.

«Φάσμα» - Φάσματα εκπομπής. Κάθε άτομο εκπέμπει ένα σύνολο ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων ορισμένων συχνοτήτων. Τρεις τύποι: μασίφ, γραμμωμένο, ριγέ. Ανακάλυψη ηλίου. Επομένως, κάθε χημικό στοιχείο έχει το δικό του φάσμα. Ριγέ. Βελτιώθηκε η παραγωγή φακών και σχάρων περίθλασης. Φάσματα. Τα αξιώματα του Bohr. Fraunhofer Joseph (1787–1826), Γερμανός φυσικός.

«Φάσματα και φασματική ανάλυση» - Spectra. Φάσμα εκπομπής. Φασματική ανάλυση. Γραμμές απορρόφησης. Φασματοσκόπιο. Υπόθεση εγκλήματος. Διασπορά. Τα αέρια λάμπουν. Μέθοδος φασματικής ανάλυσης. Μήκος κύματος. Joseph Fraunhofer. Collimator. Μπούνσεν Ρόμπερτ Βίλχελμ. Φασματική ανάλυση στην αστρονομία.

«Τύποι φασμάτων» - Υδρογόνο. 1. Συνεχές φάσμα. Είδη φασμάτων: Παρατήρηση συνεχών και ευθύγραμμων φασμάτων. 4. Φάσματα απορρόφησης. Νάτριο. 3. Ζωνοποιημένο φάσμα. Εργαστηριακές εργασίες. Φασματική ανάλυση. Μια συσκευή για τον προσδιορισμό της χημικής σύστασης ενός κράματος μετάλλων. Προσδιορισμός της σύστασης μιας ουσίας ανά φάσμα. Ήλιο. 2. Φάσμα γραμμής.

Μια ακτίνα φωτός που διέρχεται από ένα γυάλινο πρίσμα διαθλάται και αφού φύγει από το πρίσμα πηγαίνει σε διαφορετική κατεύθυνση. Σε αυτή την περίπτωση, οι ακτίνες διαφορετικών χρωμάτων διαθλώνται διαφορετικά. Από τα επτά χρώματα του ουράνιου τόξου, οι ιώδεις ακτίνες φωτός αποκλίνουν περισσότερο, οι μπλε ακτίνες σε μικρότερο βαθμό, οι μπλε ακτίνες ακόμη λιγότερο, μετά οι πράσινες, οι κίτρινες, οι πορτοκαλί και οι κόκκινες ακτίνες αποκλίνουν λιγότερο.

Οποιοδήποτε φωτεινό σώμα εκπέμπει ακτίνες διαφορετικών χρωμάτων στο διάστημα. Αλλά επειδή είναι επάλληλα το ένα πάνω στο άλλο, για το ανθρώπινο μάτι όλα συγχωνεύονται σε ένα χρώμα.

Για παράδειγμα, ο Ήλιος εκπέμπει λευκές ακτίνες, αλλά αν περάσουμε μια τέτοια ακτίνα μέσα από ένα πρίσμα και έτσι την αποσυνθέσουμε στα συστατικά μέρη του, αποδεικνύεται ότι το λευκό χρώμα της ακτίνας είναι πολύπλοκο: αποτελείται από ένα μείγμα όλων των χρωμάτων του ουράνιου τόξου. Ανακατεύοντας αυτά τα χρώματα μαζί, παίρνουμε πάλι λευκό.

Στην αστρονομία, για να μελετήσουμε πώς είναι δομημένα τα αστέρια, τα λεγόμενα φάσματα αστεριών. Ένα φάσμα είναι μια ακτίνα κάποιας πηγής φωτός που διέρχεται από ένα πρίσμα και αποσυντίθεται από αυτό στα συστατικά μέρη του. Περνώντας λίγο, μπορούμε να πούμε ότι ένα συνηθισμένο γήινο ουράνιο τόξο δεν είναι τίποτα άλλο από το φάσμα του Ήλιου, επειδή η εμφάνισή του οφείλεται στη διάθλαση του ηλιακού φωτός σε σταγονίδια νερού, τα οποία στην περίπτωση αυτή λειτουργούν σαν πρίσμα.

Για να αποκτήσουν ένα φάσμα σε καθαρότερη μορφή, οι επιστήμονες δεν χρησιμοποιούν ένα απλό γυάλινο πρίσμα, αλλά μια ειδική συσκευή - φασματοσκόπιο.

Η αρχή της λειτουργίας ενός φασματοσκοπίου: γνωρίζουμε πώς «λάμπει» ένα εντελώς «καθαρό» (ιδανικό) ρεύμα φωτός, γνωρίζουμε επίσης τι «παρεμβολή» εισάγουν διάφορες ακαθαρσίες. Συγκρίνοντας τα φάσματα, μπορούμε να δούμε τη θερμοκρασία και τη χημική σύνθεση του σώματος που εξέπεμψε την αναλυόμενη φωτεινή ροή

Αν φωτίσουμε τη σχισμή ενός φασματοσκοπίου με φωτεινούς ατμούς κάποιας ουσίας, θα δούμε ότι το φάσμα αυτής της ουσίας αποτελείται από πολλές έγχρωμες γραμμές σε σκούρο φόντο. Επιπλέον, τα χρώματα των γραμμών για κάθε ουσία είναι πάντα τα ίδια - ανεξάρτητα αν μιλάμε για Γη ή Άλφα Κενταύρου. Το οξυγόνο ή το υδρογόνο παραμένει πάντα το ίδιο. Αντίστοιχα, γνωρίζοντας πώς φαίνεται καθένα από τα χημικά στοιχεία που είναι γνωστά σε εμάς σε έναν φασματογράφο, μπορούμε να προσδιορίσουμε με μεγάλη ακρίβεια την παρουσία τους στη σύνθεση μακρινών αστεριών, απλώς συγκρίνοντας το φάσμα της ακτινοβολίας τους με το γήινο «πρότυπό» μας.

Έχοντας μια λίστα φασμάτων διαφορετικών ουσιών, μπορούμε κάθε φορά να προσδιορίζουμε με ακρίβεια ποια ουσία έχουμε να κάνουμε. Η παραμικρή πρόσμιξη οποιασδήποτε ουσίας σε ένα κράμα μετάλλου ή πέτρα είναι αρκετή και αυτή η ουσία θα αποκαλύψει την παρουσία της και θα γίνει γνωστή με ένα χρωματικό σήμα στο φάσμα.

Ένα μείγμα ατμών πολλών χημικών στοιχείων που δεν σχηματίζουν χημική ένωση έχει ως αποτέλεσμα την υπέρθεση των φασμάτων τους το ένα πάνω στο άλλο. Από τέτοια φάσματα αναγνωρίζουμε τη χημική σύσταση του μείγματος. Εάν τα μόρια μιας σύνθετης χημικής ουσίας, δηλαδή μιας χημικής ένωσης, που δεν αποσυντίθεται σε άτομα, λάμπουν, τότε το φάσμα τους αποτελείται από φαρδιές φωτεινές έγχρωμες λωρίδες σε σκούρο φόντο. Για οποιαδήποτε χημική ένωση, αυτές οι ζώνες ορίζονται πάντα και ξέρουμε πώς να τις αναγνωρίζουμε.

Έτσι μοιάζει το φάσμα του «εγγενούς» μας αστέρα, του Ήλιου

Το φάσμα με τη μορφή μιας λωρίδας που αποτελείται από όλα τα χρώματα του ουράνιου τόξου παράγεται από στερεές, υγρές και καυτές ουσίες, για παράδειγμα, το νήμα ενός λαμπτήρα ηλεκτρικού φωτός, λιωμένο χυτοσίδηρο και μια ράβδο από κόκκινο σίδηρο. Το ίδιο φάσμα παράγεται από τις τεράστιες μάζες συμπιεσμένου αερίου που αποτελούν τον Ήλιο.

Αμέσως μετά την ανακάλυψη σκοτεινών γραμμών στο φάσμα του Ήλιου, ορισμένοι επιστήμονες παρατήρησαν αυτό το φαινόμενο: στο κίτρινο τμήμα αυτού του φάσματος υπάρχει μια σκοτεινή γραμμή που έχει το ίδιο μήκος κύματος με τη φωτεινή κίτρινη γραμμή στο φάσμα των αραιωμένων φωτεινών ατμών νατρίου. Τι σημαίνει αυτό?

Για να διευκρινιστεί το θέμα, οι επιστήμονες πραγματοποίησαν ένα πείραμα.

Ένα καυτό κομμάτι ασβέστη λήφθηκε, δίνοντας ένα συνεχές φάσμα χωρίς σκοτεινές γραμμές. Η φλόγα ενός καυστήρα αερίου που περιείχε ατμό νατρίου τοποθετήθηκε στη συνέχεια μπροστά από αυτό το κομμάτι ασβέστη. Στη συνέχεια, στο συνεχές φάσμα που λαμβάνεται από ζεστό ασβέστη, το φως του οποίου περνούσε από τη φλόγα του καυστήρα, εμφανίστηκε μια σκοτεινή γραμμή στο κίτρινο μέρος. Έγινε σαφές ότι οι συγκριτικά ψυχρότεροι ατμοί νατρίου απορρόφησαν ή εμπόδιζαν ακτίνες του ίδιου μήκους κύματος που ο ίδιος ο ατμός μπορούσε να εκπέμψει.

Εμπειρικά διαπιστώθηκε ότι τα φωτεινά αέρια και ατμοί απορροφούν φως των ίδιων μηκών κύματος που μπορούν να εκπέμψουν όταν θερμανθούν επαρκώς.

Έτσι, μετά το πρώτο μυστήριο - τον λόγο για τον χρωματισμό της φλόγας με το ένα ή το άλλο χρώμα από ατμούς ορισμένων ουσιών - αποκαλύφθηκε το δεύτερο μυστικό: ο λόγος για την εμφάνιση σκοτεινών γραμμών στο ηλιακό φάσμα.

Φασματική ανάλυση στην ηλιακή έρευνα

Προφανώς, ο Ήλιος - ένα καυτό σώμα που εκπέμπει λευκό φως, το φάσμα του οποίου είναι συνεχές - περιβάλλεται από ένα στρώμα ψυχρότερων, αλλά ακόμα καυτών αερίων. Αυτά τα αέρια σχηματίζουν το κέλυφος του, ή την ατμόσφαιρά του, γύρω από τον Ήλιο. Και αυτή η ατμόσφαιρα περιέχει ατμό νατρίου, που απορροφά από τις ακτίνες του ηλιακού φάσματος ακτίνες με το ίδιο μήκος κύματος που μπορεί να εκπέμψει το νάτριο. Απορροφώντας και συγκρατώντας αυτές τις ακτίνες, οι ατμοί νατρίου δημιουργούν στο φως του Ήλιου που πέρασε από την ατμόσφαιρά του και έφτασε σε εμάς, έλλειψη κίτρινων ακτίνων με αυτό το μήκος κύματος. Γι' αυτό στην αντίστοιχη θέση του κίτρινου τμήματος του φάσματος του Ήλιου βρίσκουμε μια σκοτεινή γραμμή.

Έτσι, αφού δεν έχουμε βρεθεί ποτέ στον Ήλιο, ο οποίος απέχει 150 εκατομμύρια χιλιόμετρα από εμάς, μπορούμε να πούμε ότι η ηλιακή ατμόσφαιρα περιέχει νάτριο.

Με τον ίδιο τρόπο, προσδιορίζοντας τα μήκη κύματος των άλλων σκοτεινών γραμμών ορατών στο ηλιακό φάσμα και συγκρίνοντάς τα με τα μήκη κύματος των φωτεινών γραμμών που εκπέμπονται από ατμούς διαφόρων ουσιών και παρατηρούνται στο εργαστήριο, μπορούμε να προσδιορίσουμε ακριβώς ποια είναι τα άλλα χημικά στοιχεία. μέρος της ηλιακής ατμόσφαιρας.

Έτσι, διαπιστώθηκε ότι η ηλιακή ατμόσφαιρα περιέχει τα ίδια χημικά στοιχεία όπως στη γη: υδρογόνο, άζωτο, νάτριο, μαγνήσιο, αλουμίνιο, ασβέστιο, σίδηρο ακόμα και χρυσό.

Τα φάσματα των άστρων, το φως των οποίων μπορεί επίσης να κατευθυνθεί σε ένα φασματοσκόπιο, είναι παρόμοια με το φάσμα του Ήλιου. Και από τις σκοτεινές γραμμές τους μπορούμε να προσδιορίσουμε τη χημική σύσταση των αστρικών ατμοσφαιρών με τον ίδιο τρόπο που προσδιορίσαμε τη χημική σύσταση της ηλιακής ατμόσφαιρας από τις σκοτεινές γραμμές του φάσματος του Ήλιου.

Με αυτόν τον τρόπο, οι επιστήμονες έχουν διαπιστώσει ότι ακόμη και η ποσοτική χημική σύσταση της ατμόσφαιρας του Ήλιου και των αστεριών είναι πολύ παρόμοια με την ποσοτική χημική σύνθεση του φλοιού της γης.

Το ελαφρύτερο από όλα τα αέρια, από όλα τα χημικά στοιχεία - το υδρογόνο - αποτελεί το 42% κατά βάρος στον Ήλιο. Το οξυγόνο αντιστοιχεί στο 23% κατά βάρος. Το ίδιο ποσό αντιστοιχεί στο μερίδιο όλων των μετάλλων μαζί. Ο άνθρακας, το άζωτο και το θείο μαζί αποτελούν το 6% της ηλιακής ατμόσφαιρας. Και μόνο το 6% προέρχεται από όλα τα άλλα στοιχεία συνδυαστικά.

Θα πρέπει να ληφθεί υπόψη ότι τα άτομα υδρογόνου είναι ελαφρύτερα από όλα τα άλλα. Επομένως, ο αριθμός τους υπερβαίνει κατά πολύ τον αριθμό όλων των άλλων ατόμων. Από κάθε εκατό άτομα στην ηλιακή ατμόσφαιρα, τα 90 άτομα ανήκουν στο υδρογόνο.

Η μέση πυκνότητα του Ήλιου είναι 40% μεγαλύτερη από αυτή του νερού και όμως συμπεριφέρεται από όλες τις απόψεις σαν ιδανικό αέριο. Η πυκνότητα στο εξωτερικό ορατό άκρο του Ήλιου είναι περίπου το ένα εκατομμυριοστό του νερού, ενώ η πυκνότητα κοντά στο κέντρο του είναι περίπου 50 φορές μεγαλύτερη από αυτή του νερού.

Φασματική ανάλυση και θερμοκρασία αστεριών

Τα φάσματα των αστεριών είναι τα διαβατήριά τους με περιγραφή όλων των ζωδίων, όλων των φυσικών τους ιδιοτήτων. Απλά πρέπει να είστε σε θέση να κατανοήσετε αυτά τα διαβατήρια. Υπάρχουν ακόμη πολλά που δεν θα μπορούμε να αποσπάσουμε από αυτά στο μέλλον, αλλά ακόμα και τώρα διαβάζουμε πολλά σε αυτά.

Από το φάσμα ενός άστρου, μπορούμε να μάθουμε τη φωτεινότητά του, άρα και την απόσταση από αυτό, τη θερμοκρασία, το μέγεθος, τη χημική σύσταση της ατμόσφαιράς του, την ταχύτητα κίνησης στο διάστημα, την ταχύτητα περιστροφής του γύρω από τον άξονά του, ακόμα και αν υπάρχει ένα άλλο αόρατο αστέρι κοντά του, μαζί με το οποίο περιστρέφεται γύρω από το κοινό κέντρο βάρους τους.

Η φασματική ανάλυση δίνει επίσης στους επιστήμονες την ευκαιρία να προσδιορίσουν την ταχύτητα κίνησης των φωτιστικών σωμάτων προς εμάς ή μακριά μας, ακόμη και σε περιπτώσεις όπου αυτή η ταχύτητα και η κίνηση των φωτιστικών γενικά δεν μπορούν να ανιχνευθούν με κανένα άλλο μέσο.

Εάν κάποια πηγή δονήσεων, που διαδίδεται με τη μορφή κυμάτων, κινείται σε σχέση με εμάς, τότε, φυσικά, αλλάζει το μήκος κύματος των δονήσεων που αντιλαμβανόμαστε. Όσο πιο γρήγορα μας πλησιάζει η πηγή της δόνησης, τόσο μικρότερο γίνεται το μήκος κύματός της. Και αντίστροφα, όσο πιο γρήγορα απομακρύνεται η πηγή των ταλαντώσεων, τόσο περισσότερο αυξάνεται το μήκος κύματος σε σύγκριση με το μήκος κύματος που θα μπορούσε να γίνει αντιληπτό από έναν ακίνητο παρατηρητή σε σχέση με την πηγή.

Το ίδιο συμβαίνει και με το φως όταν η πηγή του φωτός - ένα ουράνιο σώμα - κινείται προς το μέρος μας. Καθώς ένα αστέρι μας πλησιάζει, το μήκος κύματος όλων των γραμμών στο φάσμα του γίνεται μικρότερο. Και όταν η πηγή φωτός απομακρύνεται, το μήκος κύματος των ίδιων γραμμών γίνεται μεγαλύτερο. Αντίστοιχα, στην πρώτη περίπτωση οι γραμμές του φάσματος μετατοπίζονται προς το ιώδες άκρο του φάσματος (δηλαδή προς μικρά μήκη κύματος) και στη δεύτερη περίπτωση μετατοπίζονται προς το κόκκινο άκρο του φάσματος.

Με τον ίδιο τρόπο, μελετώντας την κατανομή της φωτεινότητας στο φάσμα των άστρων, μάθαμε τη θερμοκρασία τους.

Τα αστέρια είναι κόκκινα- τα πιο κρύα. Θερμαίνονται στους 3 χιλιάδες βαθμούς, που είναι περίπου ίση με τη θερμοκρασία σε φλόγα ηλεκτρικού τόξου.

Θερμοκρασία κίτρινα αστέριαείναι 6 χιλιάδες μοίρες. Ίδια θερμοκρασία είναι και η επιφάνεια του Ήλιου μας, που επίσης ανήκει στην κατηγορία των κίτρινων αστεριών. Η τεχνολογία μας δεν μπορεί ακόμη να δημιουργήσει τεχνητά θερμοκρασία 6 χιλιάδων βαθμών στη Γη.

Λευκά αστέριαακόμα πιο ζεστό. Η θερμοκρασία τους κυμαίνεται από 10 έως 20 χιλιάδες βαθμούς.

Τέλος, τα πιο καυτά αστέρια που γνωρίζουμε είναι μπλε αστέρια, θερμαίνεται έως και 30, και σε ορισμένες περιπτώσεις ακόμη και έως 100 χιλιάδες βαθμούς.

Στο εσωτερικό των αστεριών, η θερμοκρασία πρέπει να είναι πολύ υψηλότερη. Δεν μπορούμε να το προσδιορίσουμε με ακρίβεια, γιατί το φως από τα βάθη των αστεριών δεν μας φτάνει: το φως των αστεριών που παρατηρούμε εκπέμπεται από την επιφάνειά τους. Μπορούμε να μιλήσουμε μόνο για επιστημονικούς υπολογισμούς, ότι η θερμοκρασία μέσα στον Ήλιο και τα αστέρια είναι περίπου 20 εκατομμύρια βαθμούς.

Παρά τη ζεστασιά των αστεριών, μόνο ένα μικρό κλάσμα της θερμότητας που εκπέμπουν φτάνει σε εμάς - τα αστέρια είναι τόσο μακριά από εμάς. Η περισσότερη θερμότητα έρχεται σε εμάς από το λαμπερό κόκκινο αστέρι Betelgeuse στον αστερισμό του Ωρίωνα: λιγότερο από το ένα δέκατο του δισεκατομμυριοστού μιας μικρής θερμίδας 1 ανά τετραγωνικό εκατοστό ανά λεπτό.

Με άλλα λόγια, συλλέγοντας αυτή τη θερμότητα χρησιμοποιώντας έναν κοίλο καθρέφτη 2,5 μέτρων, κατά τη διάρκεια ενός έτους θα μπορούσαμε να θερμάνουμε μια δακτυλήθρα νερού μόνο κατά δύο βαθμούς!

Η πραγματική σημασία των ανακαλύψεων του Fraunhofer δεν εκτιμήθηκε για αρκετές δεκαετίες. Τέλος, γύρω στο 1860, ο Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) και ο Gustav Robert Kirchhoff απέδειξαν τη σημασία των φασματικών γραμμών στη χημική ανάλυση. Ο Kirchhoff σπούδασε στο Königsberg και σε πολύ νεαρή ηλικία, στα 26 του, έλαβε θέση καθηγητή στο Πανεπιστήμιο του Breslau (τώρα Βρότσλαβ). Εκεί γνώρισε τον Μπούνσεν και έγιναν φίλοι. Όταν ο Bunsen μετακόμισε στη Χαϊδελβέργη, μπόρεσε να βρει μια θέση για τον Kirchhoff και εκεί. Το 1871, ο Kirchhoff έγινε καθηγητής θεωρητικής φυσικής στο Βερολίνο. Λέγεται ότι ο Kirchhoff αποκοίμιζε τους μαθητές αντί να τους ενθουσιάσει στις διαλέξεις του, αλλά μεταξύ των μαθητών του ήταν ο Heinrich Hertz και ο Max Planck, οι οποίοι έγιναν σπουδαίοι φυσικοί.

Για πολύ καιρό, ο Kirchhoff, σε συνεργασία με τον Bunsen, πραγματοποίησε την επιτυχημένη έρευνά του. Ο Μπούνσεν άρχισε να αναλύει τη χημική σύνθεση των δειγμάτων με βάση το χρώμα που έδιναν στην άχρωμη φωτιά του διάσημου καυστήρα του. Ο Kirchhoff αποφάσισε ότι θα ήταν καλύτερο να χρησιμοποιήσει ένα φασματοσκόπιο για να μετρήσει με μεγαλύτερη ακρίβεια το μήκος κύματος (χρώμα). Όταν αυτό επιτεύχθηκε, αναγνωρίστηκαν όλες οι γραμμές Fraunhofer.
Αποδείχθηκε ότι το χαρακτηριστικό χρώμα της φλόγας οφείλεται σε φωτεινές φασματικές γραμμές διαφορετικών μηκών κύματος για διαφορετικά στοιχεία. Κάθε στοιχείο έχει τη δική του χαρακτηριστική υπογραφή με τη μορφή φασματικών γραμμών που εμφανίζονται όταν το δείγμα θερμαίνεται σε τέτοια θερμοκρασία που μετατρέπεται σε θερμό αέριο. Από τις φασματικές γραμμές μπορεί κανείς να προσδιορίσει τη χημική σύσταση του υπό μελέτη δείγματος. Σε μια επιστολή του 1859, ο Bunsen έγραψε: «Μαζί με τον Kirchhoff διεξάγουμε τώρα έρευνα που μας κρατά σε εγρήγορση. Ο Kirchhoff έκανε μια εντελώς απροσδόκητη ανακάλυψη. Βρήκε τον λόγο για την εμφάνιση σκοτεινών γραμμών στο φάσμα του Ήλιου, και είναι σε θέση να αναπαράγει αυτές τις γραμμές... στο συνεχές φάσμα της φλόγας στα ίδια σημεία με τις γραμμές Fraunhofer. Αυτό ανοίγει τον δρόμο για τον προσδιορισμό η χημική σύσταση του Ήλιου και των σταθερών αστεριών...»,».
Στην πραγματικότητα, το 1849, ο Jean Foucault (1819-1868) στο Παρίσι ανακάλυψε μια σύμπτωση μεταξύ εργαστηριακών φασματικών γραμμών και γραμμών στο φάσμα του Ήλιου. Αλλά για κάποιο λόγο η ανακάλυψή του ξεχάστηκε. Χωρίς να γνωρίζουν τίποτα για το έργο του Φουκώ, ο Μπούνσεν και ο Κίρχοφ επανέλαβαν και βελτίωσαν τα πειράματά του.

Ο Kirchhoff συνόψισε τα αποτελέσματά του με τη μορφή των λεγόμενων νόμων του Kirchhoff.

• Πρώτος νόμος του Kirchhoff: Ζεστό πυκνό αέριο και στερεά εκπέμπουν ένα συνεχές φάσμα. Ένα φάσμα λέγεται ότι είναι συνεχές εάν περιέχει όλα τα χρώματα του ουράνιου τόξου και επομένως δεν έχει σκούρες γραμμές.
• Νόμος ΙΙ του Kirchhoff: Σπάνιος (με χαμηλή πυκνότητα

ity) τα αέρια εκπέμπουν ένα φάσμα που αποτελείται από φωτεινές γραμμές. Είναι φωτεινά;
ακτινοβολία με συγκεκριμένα μήκη κύματος ονομάζονται επίσης εκπομπή
γραμμές mi.
Όπως ήδη αναφέρθηκε, το φάσμα με τις γραμμές εκπομπής προέρχεται από το καυτό, σπάνιο αέριο στη φλόγα ενός καυστήρα Bunsen, που παρατηρείται σε σκούρο φόντο. Ωστόσο, εάν τοποθετήσετε μια πηγή φωτός πίσω από τον καυστήρα και στείλετε μια έντονη δέσμη φωτός μέσω του αερίου αυτής της φλόγας, τότε μπορείτε να υποθέσετε ότι το φως του καυστήρα και το φως που προέρχεται από την πηγή πίσω από τον καυστήρα θα αθροιστούν. Εάν το φως που προέρχεται από τον καυστήρα έχει συνεχές φάσμα, τότε μπορούμε να περιμένουμε ότι οι φωτεινές γραμμές της φλόγας του καυστήρα θα επικαλύπτουν το συνεχές φάσμα. Αλλά ο Kirchhoff δεν το είδε αυτό. Αντίθετα, είδε ένα συνεχές φάσμα με σκοτεινές γραμμές όπου θα έπρεπε να βρίσκονται οι γραμμές εκπομπής. Και αυτό το κατέγραψε στον τρίτο του νόμο.

• Νόμος III του Kirchhoff: Όταν ένα συνεχές φάσμα διέρχεται από ένα αραιωμένο αέριο, εμφανίζονται σκοτεινές γραμμές στο φάσμα.

Οι σκοτεινές γραμμές ονομάζονται γραμμές απορρόφησης ή γραμμές απορρόφησης. Στο φάσμα του Ήλιου, η συνεχής ακτινοβολία προέρχεται από τα χαμηλότερα, σχετικά θερμά (περίπου 5500 ° C) και πυκνά στρώματα της ηλιακής επιφάνειας. Στο δρόμο προς τα πάνω, το φως περνά μέσα από ψυχρότερα, λεπτότερα στρώματα της ηλιακής ατμόσφαιρας, η οποία παράγει τις σκοτεινές γραμμές Fraunhofer.
Η φασματική ανάλυση κατέστησε δυνατή τη μελέτη της χημικής σύστασης του Ήλιου και ακόμη και των αστεριών. Για παράδειγμα, δύο γειτονικές σκοτεινές φασματικές γραμμές "E" στο ηλιακό φάσμα είναι ορατές ως φωτεινές γραμμές στο φάσμα του θερμού αερίου νατρίου. Από αυτό, οι Kirchhoff και Bunsen κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι υπάρχει πολύ αέριο νάτριο στον Ήλιο. Επιπλέον, βρήκαν σημάδια σιδήρου, μαγνησίου, ασβεστίου, χρωμίου, χαλκού, ψευδαργύρου, βαρίου και νικελίου στο ηλιακό φάσμα. Μέχρι το τέλος του αιώνα είχαν ανακαλυφθεί υδρογόνο, άνθρακας, πυρίτιο και ένα άγνωστο στοιχείο, το οποίο ονομάστηκε ήλιο από την ελληνική ονομασία του Ήλιου. Το 1895, το ήλιο ανακαλύφθηκε στη Γη. Το υδρογόνο έχει το απλούστερο φάσμα από όλα τα στοιχεία. Οι φασματικές γραμμές του σχηματίζουν μια τόσο απλή και αρμονική σειρά που ένας δάσκαλος στο Πανεπιστήμιο της Βασιλείας (Ελβετία) Johann Jakob Balmer (1825-1898) βρήκε έναν απλό τύπο για τον προσδιορισμό των μηκών κύματός τους. Αυτή η σειρά φασματικών γραμμών υδρογόνου ονομάζονται γραμμές Balmer.
Αλλά είναι αδύνατο να προσδιοριστεί η αφθονία των στοιχείων στον Ήλιο με βάση μόνο την ένταση των φασματικών γραμμών κάθε στοιχείου. Χρησιμοποιώντας πολύπλοκους υπολογισμούς που λαμβάνουν υπόψη τη θερμοκρασία, διαπιστώθηκε ότι το πιο άφθονο στοιχείο στον Ήλιο είναι το υδρογόνο (αν και οι φασματικές του γραμμές δεν είναι πολύ έντονες), με το ήλιο να έρχεται δεύτερο. Το μερίδιο όλων των άλλων στοιχείων αντιστοιχεί σε λιγότερο από 2% (πίνακας, ο οποίος δείχνει επίσης την αφθονία των πιο κοινών στοιχείων στη Γη και στο ανθρώπινο σώμα).

Η σύγχρονη χημική ανάλυση δείχνει ότι τα υπόλοιπα αστέρια δεν διαφέρουν πολύ από τον Ήλιο. Δηλαδή, το υδρογόνο είναι το πιο κοινό στοιχείο. Το μερίδιό του είναι περίπου το 72% της μάζας του αστεριού. Το μερίδιο του ηλίου είναι περίπου 26%, και το μερίδιο άλλων στοιχείων δεν υπερβαίνει το 2%. Ωστόσο, η αφθονία αυτών των συγκεκριμένων βαρέων στοιχείων στην επιφάνεια των άστρων ποικίλλει πολύ από το ένα αστέρι στο άλλο.