Różne rodzaje temperatury gwiazd
6 Kwi 2005r. w Budowa Gwiazd napisał/a Marcin SzulcTemperaturę gwiazd obliczamy przy założeniu, że gwiazdy promieniują jako ciała doskonale czarne. Problem temperatury gwiazd jest bardzo złożony zarówno od strony obserwacyjnej jak i teoretycznej.
Temperaturę gwiazd obliczamy przy założeniu, że gwiazdy promieniują jako ciała doskonale czarne. Problem temperatury gwiazd jest bardzo złożony zarówno od strony obserwacyjnej jak i teoretycznej.
Mówiąc o temperaturze gwiazd mamy na myśli temperaturę jej warstw zewnętrznych, skąd promieniowanie może do nas docierać bezpośrednio. Trzeba zdać sobie sprawę z tego, że promieniowanie to pochodzi z różnych warstw atmosfery gwiazdowej, mających różną temperaturę, bo temperatura atmosfery gwiazdowej wzrasta wraz z głębokością. Temperatura efektywna określana na podstawie całkowitej energii wypływającej z gwiazdy na zewnątrz oznacza jakąś średnią wartość temperatury jej warstw zewnętrznych. To samo można powiedzieć o widmie gwiazdy, które też charakteryzuje pewien średni rozkład promieniowania rozchodzącego się z różnych warstw atmosfery gwiazdowej.
Do wyznaczania temperatury efektywnej według prawa Stefana Boltzmann'a
musimy znać rozmiar gwiazdy i jej odległość, bo tylko wtedy możemy obliczyć moc promieniowania z jednostki powierzchni gwiazdy. Dla przeważającej większości gwiazd parametrów tych nie znamy i dlatego najczęściej obliczamy temperatury gwiazd na podstawie stosunków natężeń w dwóch dostatecznie od siebie odległych dziedzinach spektralnych. Stosunek ten jest charakterystyką barwy gwiazdy i dlatego określona w ten sposób temperatura nosi nazwę temperatury barwy. Ponieważ parametrem charakteryzującym barwę gwiazdy jest otrzymywany bezpośrednio z obserwacji wskaźnik barwy, więc on też bywa najczęściej stosowany do wyznaczania temperatur gwiazd.
Wskaźnik barwy, które obecnie można wyznaczyć z dużą dokładnością metodami fotometrii fotoelektrycznej, zastępują często klasy widmowe w wykresach Hertzsprunga Russela. Szczególnie istotne jest to dla gwiazd słabych, np. w odległych zbiorowiskach gwiazd, gdzie zaobserwowanie widm dla poszczególnych gwiazd jest związane z dużymi trudnościami technicznymi. Dokładne fotoelektryczne wskaźniki barwy dają możliwość wydzielania różnych grup gwiazd, występujących na wykresie Hertzsprunga-Russela. Należy jednak mieć na uwadze to, że pył międzygwiazdowy może wywoływać zmiany we wskaźnikach barw gwiazd, przejawiające się w poczerwienieniu gwiazd. Przy wyznaczaniu temperatur gwiazd należy zatem we wskaźnikach barwy uwzględniać poprawkę na poczerwienienie międzygwiazdowe.
Temperatury gwiazd zarówno efektywne, jak i temperatury barwy wyznaczamy przy założeniu, że do promieniowania gwiazd dadzą się stosować prawa odnoszące się do promieniowania ciał doskonale czarnych. W związku z tym potrzebne jest nawiązanie temperatur gwiazd do temperatur zbadanych laboratoryjnie. Do porównań tego rodzaju wybrano gwiazdy klasy A0, dla których wskaźnik barwy jest równy według definicji zeru. Porównywania jednak są trudne, bo ciała doskonale czarne, jakimi, rozporządzamy w laboratoriach, mają temperatury stosunkowo niskie, rzędu 2500 K, natomiast gwiazdy klasy A0 mają temperatury wyższe od 10 000 K. Trudności zarówno natury eksperymentalnej, jak i teoretycznej sprawiają, że dotychczas nie udało się osiągnąć zadowalającego uzgodnienia zaobserwowanego rozkładu natężenia w widmie gwiazd z analogicznym rozkładem energii w widmach laboratoryjnych ciał doskonale czarnych. Wskutek tego temperatury poszczególnych gwiazd wyznaczane różnymi metodami, a nawet temperatura tej samej gwiazdy, obliczana z pomiarów w różnych dziedzinach widma, mogą istotnie różnić się między sobą. Na przykład astronom niemiecki H. Kienle obliczył, że temperatura barw gwiazd klasy A0 wynosi średnio 15 600 K. Jeżeli jednak będziemy wyznaczać temperaturę barwy gwiazd klasy A0 oddzielnie dla długofalowego przedziału promieniowania i oddzielnie dla krótkofalowego, to dla pierwszego rzędu przedziału otrzymamy temperaturę równą 13 600 K. Odmienne temperatury otrzymywane dla różnych długości fal promieniowania gwiazdy świadczą o tym, że istnieją w promieniowaniu gwiazd odchylenia od promieniowania ciał doskonale czarnych.
Dla gwiazd gorących klas O i B nie możemy wyznaczać temperatury ze wskaźników barwy, bo maksimum natężenia promieniowania tych gwiazd leży zbyt daleko w nadfiolecie, niedostępnym do obserwacji z powierzchni Ziemi. Ponieważ stan jonizacyjny jest funkcją temperatury, więc w tym przypadku lepsze wyniki osiągnąć możemy badając względne natężenia linii spektralnych, co pozwala na wyznaczanie stosunków liczby atomów zjonizowanych do nie zjonizowanych dla różnych pierwiastków chemicznych.
Wyznaczanie temperatury jonizacyjnej opiera się na rozważaniach przeprowadzonych po raz pierwszy w roku 1920 przez fizyka hinduskiego Megh Nad Saha, który rozpatrywał warunki stanu równowagi między neutralnymi a zjonizowanymi atomami poszczególnych pierwiastków chemicznych. Stan jonizacji gazu zależy od jego temperatury T oraz od panującego w nim ciśnienia. We wzorze jonizacyjnym, napisanym w nowoczesnej postaci, mamy do czynienia z ciśnieniami elektronowym Pe, wywieranym prze swobodne elektrony. Oznaczając przez x ułamek wyrażający stosunek liczby zjonizowanych atomów danego pierwiastka do ogólnej liczby atomów, oraz przez (1 - x) - analogiczny ułamek dla atomów nie zjonizowanych, wzór jonizacyjny możemy napisać w ten sposób:
gdzie V oznacza potencjał jonizacyjny, czyli energię potrzebną do oderwania elektronu od atomu.
Stopień jonizacji wyznaczamy na podstawie obserwacji spektralnych ze stosunków natężeń linii absorpcyjnych należących do atomów zjonizowanych i neutralnych danego pierwiastka. Wartość zaś potencjału jonizacyjnego V bywa znana z badań laboratoryjnych lub rozważań teoretycznych. Znając więc wartości liczbowe na f, V i Pe obliczamy ze wzoru temperaturę jonizacyjną, która odnosi się do tych warstw atmosfery gwiazdowej, gdzie powstają badane linie absorpcyjne. Z tego rodzaju badań wynika, że temperatura jonizacyjna gwiazd klasy B0 wynosi 20 000 K, u najgorętszych zaś gwiazd klasy O może dochodzić do 50 000 K, a nawet wyżej.
Na drugim krańcu skali temperatur znajdują się chłodne gwiazdy czerwone. Do tego rodzaju gwiazd można stosować metody oparte na zależności od temperatury natężeń pasm należących do związków chemicznych. Temperatura niektórych gwiazd chłodnych może spadać nawet poniżej 1000 K. Widzimy więc, że temperatury powierzchniowe gwiazd są zawarte w bardzo szerokim przedziale od 1000 K do 100 000 K. Należy jednak o tym pamiętać, że temperatury są w zasadzie umownymi parametrami obliczanymi przy założeniu istnienia równowagi termodynamicznej w zewnętrznych warstwach gwiazdowych i że rzeczywiste temperatury w poszczególnych obszarach atmosfer gwiazdowych mogą dość znacznie różnić się od temperatur efektywnych, temperatur barwy lub jonizacyjnych.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Mówiąc o temperaturze gwiazd mamy na myśli temperaturę jej warstw zewnętrznych, skąd promieniowanie może do nas docierać bezpośrednio. Trzeba zdać sobie sprawę z tego, że promieniowanie to pochodzi z różnych warstw atmosfery gwiazdowej, mających różną temperaturę, bo temperatura atmosfery gwiazdowej wzrasta wraz z głębokością. Temperatura efektywna określana na podstawie całkowitej energii wypływającej z gwiazdy na zewnątrz oznacza jakąś średnią wartość temperatury jej warstw zewnętrznych. To samo można powiedzieć o widmie gwiazdy, które też charakteryzuje pewien średni rozkład promieniowania rozchodzącego się z różnych warstw atmosfery gwiazdowej.
Do wyznaczania temperatury efektywnej według prawa Stefana Boltzmann'a
E=σT4
musimy znać rozmiar gwiazdy i jej odległość, bo tylko wtedy możemy obliczyć moc promieniowania z jednostki powierzchni gwiazdy. Dla przeważającej większości gwiazd parametrów tych nie znamy i dlatego najczęściej obliczamy temperatury gwiazd na podstawie stosunków natężeń w dwóch dostatecznie od siebie odległych dziedzinach spektralnych. Stosunek ten jest charakterystyką barwy gwiazdy i dlatego określona w ten sposób temperatura nosi nazwę temperatury barwy. Ponieważ parametrem charakteryzującym barwę gwiazdy jest otrzymywany bezpośrednio z obserwacji wskaźnik barwy, więc on też bywa najczęściej stosowany do wyznaczania temperatur gwiazd.
Wskaźnik barwy, które obecnie można wyznaczyć z dużą dokładnością metodami fotometrii fotoelektrycznej, zastępują często klasy widmowe w wykresach Hertzsprunga Russela. Szczególnie istotne jest to dla gwiazd słabych, np. w odległych zbiorowiskach gwiazd, gdzie zaobserwowanie widm dla poszczególnych gwiazd jest związane z dużymi trudnościami technicznymi. Dokładne fotoelektryczne wskaźniki barwy dają możliwość wydzielania różnych grup gwiazd, występujących na wykresie Hertzsprunga-Russela. Należy jednak mieć na uwadze to, że pył międzygwiazdowy może wywoływać zmiany we wskaźnikach barw gwiazd, przejawiające się w poczerwienieniu gwiazd. Przy wyznaczaniu temperatur gwiazd należy zatem we wskaźnikach barwy uwzględniać poprawkę na poczerwienienie międzygwiazdowe.
Temperatury gwiazd zarówno efektywne, jak i temperatury barwy wyznaczamy przy założeniu, że do promieniowania gwiazd dadzą się stosować prawa odnoszące się do promieniowania ciał doskonale czarnych. W związku z tym potrzebne jest nawiązanie temperatur gwiazd do temperatur zbadanych laboratoryjnie. Do porównań tego rodzaju wybrano gwiazdy klasy A0, dla których wskaźnik barwy jest równy według definicji zeru. Porównywania jednak są trudne, bo ciała doskonale czarne, jakimi, rozporządzamy w laboratoriach, mają temperatury stosunkowo niskie, rzędu 2500 K, natomiast gwiazdy klasy A0 mają temperatury wyższe od 10 000 K. Trudności zarówno natury eksperymentalnej, jak i teoretycznej sprawiają, że dotychczas nie udało się osiągnąć zadowalającego uzgodnienia zaobserwowanego rozkładu natężenia w widmie gwiazd z analogicznym rozkładem energii w widmach laboratoryjnych ciał doskonale czarnych. Wskutek tego temperatury poszczególnych gwiazd wyznaczane różnymi metodami, a nawet temperatura tej samej gwiazdy, obliczana z pomiarów w różnych dziedzinach widma, mogą istotnie różnić się między sobą. Na przykład astronom niemiecki H. Kienle obliczył, że temperatura barw gwiazd klasy A0 wynosi średnio 15 600 K. Jeżeli jednak będziemy wyznaczać temperaturę barwy gwiazd klasy A0 oddzielnie dla długofalowego przedziału promieniowania i oddzielnie dla krótkofalowego, to dla pierwszego rzędu przedziału otrzymamy temperaturę równą 13 600 K. Odmienne temperatury otrzymywane dla różnych długości fal promieniowania gwiazdy świadczą o tym, że istnieją w promieniowaniu gwiazd odchylenia od promieniowania ciał doskonale czarnych.
Dla gwiazd gorących klas O i B nie możemy wyznaczać temperatury ze wskaźników barwy, bo maksimum natężenia promieniowania tych gwiazd leży zbyt daleko w nadfiolecie, niedostępnym do obserwacji z powierzchni Ziemi. Ponieważ stan jonizacyjny jest funkcją temperatury, więc w tym przypadku lepsze wyniki osiągnąć możemy badając względne natężenia linii spektralnych, co pozwala na wyznaczanie stosunków liczby atomów zjonizowanych do nie zjonizowanych dla różnych pierwiastków chemicznych.
Wyznaczanie temperatury jonizacyjnej opiera się na rozważaniach przeprowadzonych po raz pierwszy w roku 1920 przez fizyka hinduskiego Megh Nad Saha, który rozpatrywał warunki stanu równowagi między neutralnymi a zjonizowanymi atomami poszczególnych pierwiastków chemicznych. Stan jonizacji gazu zależy od jego temperatury T oraz od panującego w nim ciśnienia. We wzorze jonizacyjnym, napisanym w nowoczesnej postaci, mamy do czynienia z ciśnieniami elektronowym Pe, wywieranym prze swobodne elektrony. Oznaczając przez x ułamek wyrażający stosunek liczby zjonizowanych atomów danego pierwiastka do ogólnej liczby atomów, oraz przez (1 - x) - analogiczny ułamek dla atomów nie zjonizowanych, wzór jonizacyjny możemy napisać w ten sposób:
Stopień jonizacji wyznaczamy na podstawie obserwacji spektralnych ze stosunków natężeń linii absorpcyjnych należących do atomów zjonizowanych i neutralnych danego pierwiastka. Wartość zaś potencjału jonizacyjnego V bywa znana z badań laboratoryjnych lub rozważań teoretycznych. Znając więc wartości liczbowe na f, V i Pe obliczamy ze wzoru temperaturę jonizacyjną, która odnosi się do tych warstw atmosfery gwiazdowej, gdzie powstają badane linie absorpcyjne. Z tego rodzaju badań wynika, że temperatura jonizacyjna gwiazd klasy B0 wynosi 20 000 K, u najgorętszych zaś gwiazd klasy O może dochodzić do 50 000 K, a nawet wyżej.
Na drugim krańcu skali temperatur znajdują się chłodne gwiazdy czerwone. Do tego rodzaju gwiazd można stosować metody oparte na zależności od temperatury natężeń pasm należących do związków chemicznych. Temperatura niektórych gwiazd chłodnych może spadać nawet poniżej 1000 K. Widzimy więc, że temperatury powierzchniowe gwiazd są zawarte w bardzo szerokim przedziale od 1000 K do 100 000 K. Należy jednak o tym pamiętać, że temperatury są w zasadzie umownymi parametrami obliczanymi przy założeniu istnienia równowagi termodynamicznej w zewnętrznych warstwach gwiazdowych i że rzeczywiste temperatury w poszczególnych obszarach atmosfer gwiazdowych mogą dość znacznie różnić się od temperatur efektywnych, temperatur barwy lub jonizacyjnych.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Komentarze użytkowników
( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.Napisz komentarz
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Twoje Imię
1.03.2021, 01:37