Jump to content

Search the Community

Showing results for tags 'typy widmowe'.



More search options

  • Search By Tags

    Type tags separated by commas.
  • Search By Author

Content Type


Forums

  • Astronomy and Cosmos
    • Obserwacje astronomiczne
    • Astronomy
    • Radioastronomia i spektroskopia
    • Space and exploration
  • Astronomical Pictures
    • Astrophotography
    • Galeria
    • Szkice obserwacyjne
  • Sprzęt i akcesoria
    • Dyskusje o sprzęcie
    • ATM, DIY, Arduino
    • Observatories and planetaries
    • Classifieds and shops
  • Others
    • Quick Post
    • Astropolis Community
    • Books and Apps
    • Planeta Ziemia
  • Pogromcy Light Pollution's Forum pogromców LP
  • Klub Lunarystów's ZAPOWIEDZI WYDARZEŃ
  • Klub Lunarystów's ZDJĘCIA KSIĘŻYCA
  • Klub Lunarystów's POMOCE
  • Klub Lunarystów's O wszystkim
  • Klub Planeciarzy's Forum
  • Klub Astro-Artystów's Znalezione w sieci
  • Celestia's Układ Słoneczny
  • Celestia's Sprzęt
  • Celestia's Katalog Messiera
  • Celestia's Sprawy techniczne

Blogs

There are no results to display.

There are no results to display.

Calendars

  • Kalendarz astronomiczny
  • Kalendarz imprez
  • Urodziny
  • Z historii astronomii
  • Kalendarz Astronomiczny Live
  • Klub Planeciarzy's Wydarzenia

Marker Groups

  • Members
  • Miejsca obserwacyjne

Categories

  • Astrophotography - Source Files
  • Instrukcje Obsługi
  • Instrukcja obsługi do Dream Focuser. Ustawienie ostrości to jedna z najważniejszych rzeczy zarówno w astrofotografii, jak i obserwacjach wizualnych. Dzięki DreamFocuserowi stanie się to bajecznie proste! Jeśli masz dość trzęsącego się od kręcenia gałką wyciągu teleskopu, wciąż nie jesteś pewien, czy dobrze wyostrzyłeś, albo pragniesz zautomatyzować cały proces, to jest to produkt dla Ciebie!   DreamFocuser przypadnie do gustu zarówno astrofotografom, jak i obserwatorom wizualnym. Można go używać zarówno w pełni autonomiczne, dzięki czerwonemu wyświetlaczowi (odpornemu na niskie temperatury) i podświetlanym klawiszom, jak i całkowicie zdalnie z poziomu komputera. Dzięki dostarczonemu sterownikowi, zgodnemu z platformą ASCOM może on współpracować z dowolnym programem astronomicznym, np. MaximDL, FocusMax, czy Astro Photography Tool, co daje możliwość w pełni automatycznego ustawiania ostrości.   Wyciąg jest napędzany wydajnym silnikiem krokowym, którego precyzja (dzięki sterowaniu mikrokrokowemu) i moment obrotowy pozwalają w większości przypadków na pominięcie wszelkich przekładni (które wprowadzają luzy). Silnik sterowany jest specjalnym algorytmem, dzięki czemu płynnie rozpędza się i hamuje, co jest szczególnie ważne przy podnoszeniu osprzętu o dużej bezwładności. Dodatkowo może on osiągać spore prędkości, dzięki czemu wykonanie nawet 40 obrotów pokrętła ostrości w teleskopie SCT nie zajmie dłużej, niż kilka sekund. Silniki posiadają elektroniczną identyfikację i przechowują spersonalizowane ustawienia. Dzięki temu można do jednego pilota podłączać na zmianę kilka silników, a stosowne parametry zostaną automatycznie wczytane.
  • Książki (ebooki)
  • Licencje do zdjęć

Product Groups

  • Oferta Astropolis
  • Teleskop Service
  • Obserwatoria AllSky
  • Dream Focuser
  • Serwis i Usługi
  • Książki
  • Kamery QHY - Akcja Grupowa (zakończona)

Find results in...

Find results that contain...


Date Created

  • Start

    End


Last Updated

  • Start

    End


Filter by number of...

Joined

  • Start

    End


Group


Strona WWW


Facebook / Messenger


Skype


Instagram


Skąd


Zainteresowania


Sprzęt astronomiczny

Found 4 results

  1. Cześć W związku z propozycją Paethera oraz aprobatą wielu z Was wobec tego pomysłu, podjęłam próbę napisania artykułu o gwiazdach, które posiadają nietypowe kolory. Musze przyznać, że był to jeden z trudniejszych tematów, które opracowywałam. Jest to zagadnienie, nazwijmy to, niestandardowo zdefiniowane i mocno subiektywne, toteż znalezienie informacji w literaturze było nieproste. Pomocne okazały się wydania anglojęzyczne, do których na szczęście dostęp jest łatwy, dzięki e-bookom. Temat, nie ukrywam, bardzo przyjemny w odbiorze i ciekawy. Ale jest to jedynie namiastka, część artykułu, i wg mnie wymaga systematycznego rozwijania poprzez dopisywanie nowych "znalezisk". Proszę, dopisujcie przykłady gwiazdy, których Waszym zdaniem brakuje na tej liście, jak i również zwróćcie mi uwagę, jeśli w przygotowanym przeze mnie artykule są błędy lub nieścisłości. NIETYPOWE BARWY GWIAZD Zabarwienie gwiazd nie jest kwestią przypadkową, a jego wytłumaczenie oraz usystematyzowanie zawarte jest w diagramie Hertzsprunga-Russella. Obserwujemy gwiazdy białe oraz takie o różnym stopniu zabarwienia czerwonego, żółtego oraz niebieskiego. Oko ludzkie nie widzi gwiazd o barwie zielonej ani fioletowej. Jednak zdarzają się nieliczne wyjątki, a zielonkawy lub fiołkowy kolor widziany przez obserwatora jest wypadkową barw dwóch gwiazd układu podwójnego. Istnieje też możliwość, że nietypowe zabarwienie jest widoczne na skutek kontrastu pomiędzy pobliskimi gwiazdami. Np. gwiazda biała lub białoniebieska może wydawać się dla oka zielona, jeśli w jej bliskim otoczeniu znajdują się gwiazdy intensywnie pomarańczowe lub czerwone. Przyjrzyjmy się gwiazdom, u których obserwatorzy zauważają nietypową, rzadko spotykaną barwę, jak i również tym, których niebieski lub czerwony odcień przybiera skrajny stopień nasycenia. Zubeneschamali (konstelacja Wagi)- jedna z niewielu gwiazd widocznych gołym okiem, która ma zielonkawe zabarwienie. Jej typ widmowy to B8 V. Sugeruje on zatem, że gwiazda powinna być jasnobłękitna. Zubeneschamali jest zielonkawa, gdyż zawiera dwa skladniki: intensywnie błękitny i żółty i widoczna barwa jest czymś w rodzaju wypadkowej obu barw. Literatura podaje, że kolor Zubeneschamali jest zielonkawy lub bladoszmaragdowy Izar (Epsilion Boo)- gwiazda podwójna. Jej składowe to: pomarańczowa gwiazda typu widmowego K (2,5 magnitudo) oraz niebieskawa gwiazda typu A (4,6 magnitudo). Ten układ podwójny daje lekki efekt zielonkawej barwy. 24 Comae Berenices- jeden ze składników, 24 Com A jest jaśniejszy (5,1 magnitudo) i ma barwę pomarańczową (typ K2 III), a drugi, 24 Com B jest mniej jasny (6,6 magnitudo), o barwie lekko błękitnawej (A7m). Oba składniki są blisko siebie Dzieli je odległość 20 sekund kątowych. Można je zatem bez trudu rozdzielić nawet przez niewielki teleskop. Kiedy dwie gwiazdy o różnych kolorach znajdują się względnie blisko siebie, mózg obserwatora zamiast dwóch osobnych gwiazd widzi jedną o barwie wypadkowej będącej w tym przypadku kolorem lekko zielonkawym. Delta Crv (SAO 157323)- bardzo interesujący przykład gwiazdy podwójnej, o znacznym oddaleniu składowych (są one odległe o 24 sekundy kątowe). Jaśniejsza z gwiazd, o 2,9 magnitudo ma barwę niebieską, a składnik mniej jasny, 8,5 magnitudo, ma barwę pomarańczową. Oglądając tę gwiazdę podwójną przez teleskop, bez można bez problemu zauważyć ogromny kontrast pomiędzy kolorami gwiazd składowych. Mniejsza z gwiazd jest widoczna nie jako pomarańczowa, ale jako fioletowa lub liliowa. Antares- gwiazda w konstelacji Skorpiona. Ma przepiękną ognisto-czerwoną barwę, która jest dobrze widoczna nieuzbrojonym okiem. Typ widowy Antares, to M1 Ib, a więc jest ona czerwonym nadolbrzymem. Jednak należy wiedzieć, że ma ona drugi składnik, Antares B, który jest gwiazdą niebieską o typie widmowym B2,5 V. Odległość między dwiema składowymi wynosi około 2,8 sekund kątowych. Jest to bardzo niewiele, i rozdział na składniki można dostrzec przy pomocy większego teleskopu (>6''). I być może na skutek kontrastu, a możliwe, że z racji dostrzegania przez oko ludzkie fuzji barw obu gwiazd, wielu obserwatorów określa kolor Antares B jako zielonkawy. Sarin- w gwiazdozbiorze Herkulesa. Typ widmowy A3 IV sugerowałby biało-błękitną barwę. Jednak bardzo nietypowy i zaskakujący jest fakt, iż Sarin jest opisywany przez obserwatorów w pełnym przedziale barw, a między innymi: zielonkawa, bladofiołkowa, zielona, popielato-biała, bladożółta, zielonkawo-niebieska, lazurowa, żółta, a nawet fioletowa. Jaki kolor Wy widzicie? 54 Hya- gwiazda podwójna z konstelacji Węża Wodnego. Separacja składników wynosi 8,5 sekund kątowych, wiec jest wystarczająca do zaobserwowania rozdziału przy pomocy niewielkiego teleskopu. Zabarwienie gwiazd 54 Hya jest żółte: jeden ze składników jest blado, drugi intensywnie żółty. Rasalgethi (alfa Her)- gwiazda podwójna w konstelacji Herkulesa. Cudowny kontrast pomiędzy barwami składników, ciemniejsza gwiazda (5,4 magnitudo) jest widoczna jako błękitnawo zielona, a jaśniejsza (3,5 magnitudo) jest pomarańczowa. Ro Cap- gwiazda podwójna z konstelacji Koziorożca. Kontrastowo zabarwione składowe, z których jedna jest żółta, a druga sprawia wrażenie lekko fioletowawej. Gwiazdy czerwone o wysokim wskaźniku barwy: VY Uma- gwiazda węglowa o wyjątkowej ciemnopomarańczowej barwie. Jej wielkość gwiazdowa wynosi blisko 6 magnitudo, a wskaźnik barwy 2,40. Typ widmowy to C5 II X Cnc- gwiazda węglowa w gwiadozbiorze Raka. Jest ona gwiazdą zmienną (jak wszystkie gwiazdy węglowe), a jej jasność waha się w przedziale 5,7- 6,9 magnitudo. Posiada głęboki ceglasty, pomarańczowo-czerwony kolor. T Lyr- gwiazda węglowa w konstelacji Lutni. Posiada wybitnie wysoki wskaźnik barwy (3,5), a kolor gwiazdy jest ciemno pomarańczowy, niekiedy też określany jako rubinowy. T Lyrae jest gwiazdą zmienną i jej jasność zmienia się w zakresie 7,5-9,8 magnitudo. La Superba (YCnV)- gwiazda węglowa w konstelacji Psów Gończych. Można ją zobaczyć nawet gołym okiem, ma jasność 5,5 magnitudo. Najjaśniejsza z gwiazd węglowych. Posiada bardzo wysoki wskaźnik barwy: 3,0. Typ widmowy C7 Iab, czyli jest czerwonym nadolbrzymem. W klasyfikacji Keenana-Morgana, typ C7 oznacza bardzo chłodną gwiazdę węglową o temperaturze powierzchni 3000K. Barwa La Superby jest pomarańczowo-czerwona, bardzo głeboka i jakby "matowa". Gwiazda nie wykazuje typowego dla wielu gwiazd migotania (choć jej jasność podlega okresowym zmianom, gdyż jest to gwiazda zmienna). Wyraźnie odznacza się swoim kolorem na tle reszty gwiazd. Gwiazdy węglowe zawierają wiele węgla, który jest w nich syntezowany na drodze fuzji termojądrowych. Na skutek działania prądów konwekcyjnych, węgiel (oraz jego związki) przemieszczają się do zewnętrznych partii atmosfery. Węglowa otoczka pochłania zielone i niebieskie światło, pozostawiając widoczne barwy cieplejsze, a więc czerwoną i pomarańczową. Gwiazdy węglowe są zazwyczaj ciemne i sprawiają wrażenie „zadymionych", „matowych”. Z racji, że wszystkie gwiazdy węglowe są zmienne, wykazują one spadki i wzrost jasności. W apogeum jasności, gwiazda węglowa jest mniej czerwona niż przy minimum jasności, kiedy to czerwień wyraźnie się pogłębia. Do gwiazd o pięknej ciemnoczerwonej barwie, ale nie będących gwiazdami węglowymi należą m.in. Ruby Star (119 Tau)- typ widmowy M2 Ib, wskaźnik barwy 2,05, maksimum jasności 4,3 magnitudo. Jasność ulega wahaniom o amplitudzie 0,3 magnitudo w cyklu 165-dniowym. Przepięknie kontrastuje z pobliską 120 Tau o niebieskiej barwie (typ widmowy B2) Inną czerwoną gwiazdą niewęglową jest Gwiazda Granat (SAO 33693, w konstelacji Cefeusza), typ widmowy M2 Ia, wskaźnik barwy 2,24, jasność waha się w przedziale 3,45- 5,1 magnitudo w cyklu 730-dniowym. Gwiazda ta jest widoczna gołym okiem, nawet na dość zanieczyszczonym miejskim niebie. Przez niewielki teleskop jest dobrze widać jej ciemnopomarańczową barwę. Wybrane gwiazdy typu widmowego O mające intensywnie błękitną barwę) : Naos- gwiazda z konstelacji Rufy. Jej wielkość gwiazdowa wynosi 2,2 magnitudo. Typ widmowy O5 sprawia, że Naos ma barwę wyraźnie niebieską (wskaźnik barwy -0,28). Jest widoczna z południa Polski, ale wznosi się zaledwie 1 stopień nad horyzont. Meissa (Lambda Orionis), typ widmowy O4, wskaźnik barwy wynosi -0,19. a Camelopardalis- gwiazda typu widmowego O9 Iab, najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Żyrafy, jej wielkość gwiazdowa wynosi 4,3 magnitudo. Regor- najjaśniejsza gwiazda konstelacji Żagla. Jej wielkość gwiazdowa wynosi 1,75 magnitudo. Regor jest układem szcześciokrotnym, w skład którego wchodzi m.in. gwiazda typu widmowego O9 oraz gwiazda Wolfa-Rayeta. W Wielkim Obłoku Magellana obecna jest niezwykła gwiazda typu widmowego O2V. Jest to gwiazda oznaczana jako BI 253 i należy do ciągu głównego. Jest ona najjaśniejszą, najmasywniejszą i jedną z najgorętszych gwiazd w swojej klasie jasności (V). Temperatura jej powierzchni wynosi 50.000K, a masa równa jest osiemdziesięciu masom Słońca. Źródło: "Urania" styczeń 1792, nr 1 Michael Inglis "A Field Guide to Deep-Sky Objects" Nale Monks "Go-to telescopes under suburban skies", str. 111-113 "Sky&Telescope" December 3, 2014
  2. TYPY WIDMOWE GWIAZD charakterystyka fizyko-chemiczna Typ widmowy gwiazdy to parametr związany przede wszystkim z jej temperaturą. Podział ten odnosi się ściśle do temperatury powierzchni, a w konsekwencji również do składu chemicznego gwiazd. Od temperatury, a więc od dostarczonej energii zależy stopień jonizacji atomów poszczególnych pierwiastków. Im więcej energii, tym więcej elektronów można oderwać od atomu lub spowodować przeniesienie ich na wyższy poziom energetyczny (wzbudzony) albo dokonać fragmentacji złożonych molekuł w taki sposób, że powstanie kilka mniejszych produktów. Cząsteczki związków chemicznych lub rodników są układami tworzonymi przez atomy powiązane wzajemnie wiązaniami chemicznymi. Niestety, są podatne na działanie wysokich temperatur, a obecność złożonych struktur zwanych cząsteczkami obserwujemy głównie w atmosferze najchłodniejszych gwiazd. W skrajnej części diagramu Hertzsprunga- Russella widnieją gwiazdy gorące i błękitne, których temperatury powierzchni sięgają kilkudziesięciu tysięcy kelwinów. Energia, jakiej dostarczają procesy jądrowe zachodzące we wnętrzu tych gwiazd, wystarcza niekiedy nawet do jonizacji atomów helu- co nie jest sprawą łatwą. Najgorętsze z gwiazd typu widmowego O wykazują obecność helu podwójnie zjonizowanego. Wyróżniamy siedem podstawowych typów widmowych o następujących oznaczeniach (od najgorętszych ku najchłodniejszym): O, B, A, F, G, K oraz M. Dla dokładniejszego oznaczenia, wprowadzono podział, zwany podtypem. Zapis ten zawiera jedną z tych liter oraz cyfrę w skali 0- 9. Im wyższa wartość podtypu widmowego, tym gwiazda chłodniejsza. Oprócz wymienionych, istnieją rzadziej spotykane typy, znajdujące się na skrajnych biegunach wykresu temperaturowego: wyjątkowo chłodne gwiazdy węglowe oraz niezwykle gorące i jasne gwiazdy Wolfa- Rayeta. Przyjrzyjmy się bliżej każdemu z nich. TYP WIDMOWY O Gwiazdy należące do tego typu widmowego są najgorętsze i najbardziej błękitne. Jeśli ich barwy nie przesłania gruba warstwa materii międzygwiazdowej, wówczas wskaźniki barwy (B- V) osiągają wyjątkowo niskie wartości (np. Zeta Puppis: -0,28). Często bywa, ze gwiazda typu O znajduje się w obszarze mgławicowym albo emitowane przez nią promienie świetlne, zanim trafią do oczu obserwatora, muszą przejść przez obfity pył międzygwiazdowy, przez co odbierany kolor nie jest błękitny, tylko zbliżony do białego. Gwiazdy tego typu widmowego są niesłychanie rzadko spotykane. Uczeni szacują, że pośród tych należących do ciągu głównego, zaledwie jedna na dziesięć milionów jest gwiazdą typu widmowego O. W widmie gwiazd dostrzegalne są linie spektroskopowe pojedynczo lub nawet podwójnie zjonizowanego helu. A warto zaznaczyć, że jonizacja atomu helu wymaga dostarczenia sporej ilości energii. czy. W materii najgorętszych gwiazd, utworzenie He+ i He2+jest to osiągalne. Oprócz pasm helowych, widmo spektralne gwiazd typu widmowego O może zawierać również linie emisyjne poczwórnie zjonizowanego krzemu (SiIV) oraz potrójnie albo nawet poczwórnie zjonizowanego azotu (NIII/ NIV), a także potrójnie zjonizowanego węgla (CIII). Badania wykazują, że część (zwłaszcza tych jasnych) gwiazd typu O posiada gazową otoczkę, która ulega ekspansji. Obecność tej otoczki jest spowodowana m.in. działaniem ciśnienia promieniowania ultrafioletowego, emitowanego przez gwiazdę o wysokiej temperaturze. TYP WIDMOWY B Nieco chłodniejsze od gwiazd typu O, ale także gorące i biało- błękitne są gwiazdy typu widmowego B. Temperatury ich powierzchni mieszczą się w przedziale 10.000- 30.000 K. Choć nie należą do najczęściej spotykanych, to jednak są znacznie bardzie rozpowszechnione od gwiazd typu O. Gwiazdą typu widmowego B jest blisko co tysiączna gwiazda ciągu głównego. Widmo spektroskopowe ukazuje linie niezjonizowanego helu. Jest to cecha charakterystyczna gwiazd tego typu. Oprócz tego dostrzegalne są również pasma absorpcyjne neutralnego wodoru. Ciekawostką i niezwykłością jest szczególny rodzaj gwiazd, tzw. Be. Odpowiadają one temperaturowo gwiazdom typu B, ale w ich widmie spektroskopowym można dostrzec wyraźne pasma emisyjne (nie-absorpcyjne!) wodoru. Widmo spektroskopowe gwiazd Be podlega nieustannym fluktuacjom. Niekiedy okresowo zanikają tak, że dana gwiazda staje się przejściowo „zwykła” gwiazdą typu B. Niezwykła cechą gwiazd Be jest ogromna prędkość rotacji, dochodząca do kilkuset kilometrów na sekundę w okolicach równika. Gwiazda podczas ruchu obrotowego wyrzuca porcje materii, która następnie formuje dysk wokół gwiazdy. Oddawanie porcji plazmy przez gwiazdę spowodowane jest dużą prędkością liniową w obszarze równika szybko wirującej gwiazdy. Gwiazdy typu Be nie są tak rzadkie jak początkowo przypuszczano. Obecnie astronomowie szacują, że stanowią one blisko 20% wszystkich gwiazd typu B. Przykładami są m.in. Gamma Cassiopeiae (Tsih) lub Lambda Eridani. TYP WIDMOWY A Gwiazdy typu widmowego A są białe, a temperatura ich powierzchni znajduje się w przedziale 7.500- 10.000 K. Nie należą do najgorętszych, ale mimo to mają one pod tym względem sporą przewagę nad naszą Dzienną Gwiazdą (5.800 K). Nie są również zbyt powszechnie występujące: zaledwie siedem gwiazd ciągu głównego na tysiąc zalicza się do typu widmowego A. Klasycznymi przykładami są np: Wega (A0V ), Syriusz (A1V) lub Menkalinan: A1IV . Wskaźniki barwy (B- V) tych gwiazd są bliskie wartość 0,0. Ich charakterystyczną cechą widmową są linie absorpcyjne wodoru (tzw. Seria Balmera). Linie te są wyjątkowo mocne u gwiazd typu A. Na szczególną uwagę zasługują nietypowe gwiazdy o temperaturze odpowiadającej typowi A ale wyróżniające się podwyższoną zawartością niektórych metali (m.in. skandu, wapnia, baru, cynku, czy strontu). Linie absorpcyjne wymienionych pierwiastków widoczne są w widmie spektroskopowym gwiazd Am. Wspomnianą skłonność wykazują gwiazdy późnych typów A (a także wczesnych F). Przykładem jest 15 Vulpeculae, 63 Tauri czy 11 Virginis. Mogą one należeć do różnych klas jasności. TYP WIDMOWY F Te żółto- białe gwiazdy mieszczą się w zakresie temperatur powierzchni 6.000- 7.500 K. Szacuje się, że dwie na sto gwiazd ciągu głównego zaliczają się do tego typu widmowego. Ich widmo spektroskopowe prezentuje linie absorpcyjne podwójnie zjonizowanego wapnia (Ca2+) oraz potasu (K+), a także słabe (znacznie słabsze niż u typu widmowego A), ale wciąż widoczne pasma absorpcyjne wodoru. U gwiazd typu A linie tych jonów były niemal niewidoczne, za to seria Balmera (wodorowa) była wyraźna. W miarę spadku temperatury i stopniowego przejścia w kierunku gwiazd typu F, udział linii wodorowych słabnie na rzecz linii jonów wspomnianych metali. W okolicach typu F3, stają się dostrzegalne pasma molekuł C-H (nie jest to cząsteczka, a jedynie nietrwały w warunkach ziemskich rodnik stanowiący połączenie atomu węgla z atomem wodoru). Wysoką zawartość jonów metali, takich jak m.in. skandu, baru, strontu, obserwujemy nie tylko u gwiazd Am ale także u wczesnych typów F. TYP WIDMOWY G Typ widmowy G charakteryzuje gwiazdy o temperaturach powierzchni z przedziału 5.000- 6.000 K. Pasma wodoru, choć nadal widoczne, gwałtownie słabną na rzecz linii wapnia i pojedynczo zjonizowanego żelaza. Linie metaliczne stają się wyraźniejsze wraz ze spadkiem temperatury gwiazdy, tak więc są najbardziej okazałe dla późnego typu G. Połączenia C-H i C-N są widoczne. Trzy i pół procent gwiazd ciągu głównego zalicza się do typu widmowego G. Barwa tych gwiazd jest żółta. Warto nadmienić, że do tego typu widmowego należy m.in. Słońce (G2V). Szczególnie nietypowe są gwiazdy typu widmowego G będące nadolbrzymami. Etap żółtego nadolbrzyma jest procesem dynamicznym i w skali kosmicznej względnie krótkim. Szczęściem jest możliwość oglądania takich niestabilnych, niezwykłych i rzadko spotykanych obiektów, będących jedynie krótkim etapem w długim i skomplikowanym procesie życiowym gwiazd. Do żółtych nadolbrzymów typu widmowego G zaliczają się m.in.: Sadalmelik (Alpha Aquarii): G2Ib oraz Sadalsuud (Beta Aquarii): G0Ib. Obie gwiazdy mają wspólne pochodzenie i znajdują się na podobnym etapie ewolucji. TYP WIDMOWY K Typ widmowy K obejmuje chłodne gwiazdy o temperaturach powierzchni od 3.500- 5.000 K. Są one pomarańczowe i dość mocno rozpowszechnione pośród obiektów ciągu głównego. Stanowią aż osiem procent spośród nich. Pasma wodorowe są praktycznie niedostrzegalne, ale za to linie metaliczne są dla tej grupy gwiazd silne. Również możemy obserwować pasma tlenku wanadu (II) oraz tlenku tytanu (II), a więc złożone molekuły. Połączenia chemiczne są wrażliwe na wysokie temperatury i u gwiazd wyższych typów widmowych ulegają dekompozycji. W miarę jej obniżania się, udział cząsteczek i rodników a więc połączeń chemicznych rośnie. Typ widmowy K może występować u gwiazd z różnych klas jasności: zarówno ciągu głównego (np. Epsilon Eridani: K2V), jak i u olbrzymów (np. Arktur: K1,5III pe) oraz u nadolbrzymów: (31 Cygni: K3Ib). TYP WIDMOWY M Najchłodniejsze z gwiazd posiadają piękną czerwoną barwę. Temperatura ich powierzchni nie przekracza 3.500 K. W takich warunkach mają szanse uchować się złożone molekuły, np. TiO, VO, LaO. Linie wapnia podwójnie zjonizowanego (Ca2+) są również dostrzegalne ale tylko u jasnych gwiazd typu widmowego M. Prawie niewidoczne u gwiazd ciągu głównego, stają się wyraziste u czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów. W atmosferze tych chodnych gwiazd znajdują się również drobiny MgH, CaH, H2O (powyższe wodorki metali są rodnikami, a ich wzory nie odpowiadają realnym wartościowościom pierwiastków, wymienionych w połączeniach z wodorem). Gwiazdy typu M ciągu głównego charakteryzują się niewielką masą i rozmiarami. Dla najgorętszych „emek” (M0V) masa oscyluje w obrębie 0,6 mas Słońca, a dla najzimniejszych (M9V) masa gwiazd nie przekracza 0,075 Mʘ. Typ M jest możliwy dla obiektów o szerokim spektrum jasności absolutnej. Znajdziemy pośród nich zarówno czerwone karły (np. Proxima: M5,5Ve), olbrzymy (Pi Leonis: M2III), a także nadolbrzymy jak Betelgeza (M2Ib). Warto zauważyć, że ogromna większość gwiazd ciągu głównego należy do typu widmowego M (aż 80%). Spora ich część może nie być jednak dostrzegalna przy pomocy amatorskiego sprzętu, z racji że gwiazdy te posiadają bardzo niską jasność absolutną, która w połączeniu ze znaczną odległością od Ziemi sprawia, że jasność wizualna mocno spada i obiekty te są dla obserwatorów trudno osiągalne. Gwiazdy typu widmowego M emitują część promieniowania w niewidzialnym zakresie podczerwieni. ------------------------------------------------------------------------------------ Źródło: 1. T. Nordlander: „Analyses of cool stars using molecular lines”, May 2012. 2. G. Iafrate , M. Ramella I V. Bologna: “The Stars”, 2009. 3. http://astro.physics.uiowa.edu/~kaaret/s09/lab6_spectral.pdf 4. M. Pettini: “Basic Properties of Stars. Spectral Classification and The H-R Diagram”. 5. P.S. Conti i R. Alschuler: “Spectroscopic studies of O-type stars. Classification and absolute magnitudes”, 1971. 6. P.S. Conti: “The athmospheres of the metallic-line stars in the Hyades”, 1964. 7. SIMBAD database.
  3. Cześć Typy widmowe gwiazd zazwyczaj utożsamiamy z ich barwą oraz temperaturą. I jest to prawidłowe, jednak uważam, że warto na nowo przyjrzeć się chemicznym konsekwencjom temperatury powierzchni. Inaczej molekuły będą wyglądały w temperaturach rzedu dziesiątków tysiecy kelwinów, a całkiem inaczej przy kilku tysiącach. W osobnym artykule omówię korelację typów widmowych z jasnością (a więc także diagram H-R). Jeśli macie jakieś ciekawe uwagi, proszę napiszcie. Albo znacie dobrze napisaną monografię o typach widmowych gwiazd, zapodajcie link. TYPY WIDMOWE GWIAZD Klasyfikacja widmowa gwiazd polega na pogrupowaniu oraz uszeregowaniu poszczególnych grup według rodzajów ich linii spektroskopowych. Zewnętrzna część gwiazdy (wewnętrzna zresztą też, ale nie sposób jej zbadać) może osiągać różną temperaturę. Tak więc istnieją gwiazdy bardzo gorące (typ O: 28.000- 50.000 K) jak i wyjątkowo chłodne (typ M: 2500-3500 K), oraz wiele innych, pośrednich typów widmowych. Dla poszczególnych typów przyjmuje się umowny przedział temperatur powierzchni gwiazd: O (28.000- 50.000 K) B (10.000- 28.000 K) A (7500- 10.000 K) F (6000- 7500 K) G (5000- 6000 K) K (3500- 5000 K) M (2500- 3500 K) Z temperaturą ściśle powiązana jest postać molekuł, jakie wchodzą w skład danej gwiazdy. Bo wiemy, iż aby spowodować jonizację, czyli oddzielenie elektronów od atomu, potrzebny jest nakład energii. Im dostarczana energia jest wyższa, tym więcej elektronów można odseparować od atomu. Podobnie rzecz wygląda w przypadku wiązań chemicznych. Chcąc rozerwać wiązanie chemiczne, należy dostarczyć układowi energii (w większości przypadków). Jak to się ma do typów widmowych gwiazd? Im bardziej gorąca powierzchnia gwiazdy, tym więcej energii dostarcza ona swym składnikom. I tym bardziej zaawansowany może być proces ich jonizacji. W gwiazdach typu widmowego O, widoczne są linie spektroskopowe zjonizowanego helu He2+. A jak wiadomo, hel nie jest łatwo zjonizować, gdyż jego atom jest maleńki, elektrony znajdują się bardzo blisko jądra, i niezmiernie trudno oddzielić je od atomu. Skoro w gwiazdach typu O występują jony helu, oznacza to, że temperatura gwiazdy musi być bardzo wysoka. Przy niskiej temperaturze taka jonizacja nie miałaby prawa bytu. W gwiazdach typu widmowego B (które są nieco chłodniejsze od typu O) także obserwujemy zjonizowany hel. Jednak jest to zaledwie częściowa jonizacja. Atomy helu tracą tylko jeden elektron, przekształcając się w jony He+. Zrozumiałe, temperatura niższa, więc nie wystarczyło energii na oddzielenie obu elektronów od atomu helu. W gwiazdach typu widmowego A dominują linie wodoru atomowego H (tzw. seria Balmera) . W warunkach ziemskich, pierwiastek ten występuje jako cząsteczka dwuatomowa H2. Jednak w gwiazdach, gdzie temperatura jest nieporównywalnie wyższa od tej na Ziemi, cząsteczka H2 zostaje zdysocjowana do postaci jednoatomowej. Jednak należy zauważyć, że wodór, choć zdysocjowany, to jednak nie jest zjonizowany. Gwiazdy typu F obfitują w linie metali neutralnych (czyli niezjonozowanych, w postaci obojętnych elektrycznie atomów). Metalami nazywamy w astronomii wszystkie pierwiastki cięższe od helu (tak więc tlen, azot czy węgiel także uznamy w owej nomenklaturze za metal). Temperatura znacznie niższa niż dla gorących gwiazd O, i tym samym dostarczana układowi energia także jest niższa. Dlatego nie starczyło już na jonizację atomów metali. Są więc metale niezjonizowane, obojętne elektrycznie. Linie Balmera (linie wodorowe) obserwowane w poprzednim typie widmowym, dla typu F znacznie słabną. W gwiazdach typu widmowego G (np. u Słońca) zauważamy linie spektroskopowe metali neutralnych, brak linii Balmera, oraz szczególną obecność linii zjonizowanego wapnia. Energia układu jest bardzo niska (temperatura maleje) ale należy zaznaczyć, że jonizacja wapnia nie jest szczególnym wyzwaniem. Jony Ca2+ bardzo łatwo powstają w warunkach ziemskich, gdyż dwa zewnętrzne (walencyjne) elektrony tego pierwiastka są z nim słabo związane. Niewielka temperatura gwiazd typu G w zupełności wystarcza na taką jonizację. Typ widmowy K jest obfity w linie metali neutralnych (jak w poprzednim typie) a także w linie cząsteczek. Malejąca temperatura staje się w tym typie gwiazd tak niska, że nie wystarcza na rozerwanie wiązań niektórych cząsteczek (nie mówiąc już o jonizacji zdysocjowanych atomów). Obserwujemy np. wiązania TiO. Dla typu widmowego M dominują linie cząsteczkowe. Skład chemiczny powierzchni gwiazd przekłada się również na wizualne właściwości gwiazdy. Poszczególne typy widmowe różnią się od siebie kolorem. O barwa niebieska B niebieskobiała A biała F żółtobiała G żółta K pomarańczowa M pomarańczowaczerwona Źródło: 1) Urania 12/1975, strony 357-358 2) dr Tomasz Mrozek z Uniwersytetu Wrocławskiego, wykład "Teoria ewolucji gwiazd".
×
×
  • Create New...

Important Information

We have placed cookies on your device to help make this website better. You can adjust your cookie settings, otherwise we'll assume you're okay to continue.