Характеристики стаціонарних зір. Подвійні та нестаціонарні зорі. Еволюція зір.

Зорі—це небесні тіла, які складаються з розпечених газів, за своєю природою схожі з Сонцем. Сонце здається нам більшим тільки тому, що знаходиться ближче до нас. Із-за великих відстаней від Землі зорі навіть у найсильніші телескопи видно як світні точки, бо вони знаходяться дуже далеко від нас. Число зірок, видимих неозброєним оком на обох півкулях небесної сфери в безмісячну ніч, становить близько 6 тис. У потужні телескопи видно мільярди зірок.

Річний паралакс і відстані до зір. Радіус Землі виявляється надто малим, щоб бути базисом для вимірювання паралактично­го зміщення зір і для визначення відстаней до них. Ще в часи Коперника було зрозуміло, що коли Земля справді обертається навколо Сонця, то видимі положення зір на небі повинні зміню­ватися. За півроку Земля переміщується на величину діаметра своєї орбіти. Напрями на зорю з протилежних точок цієї орбіти мають розрізнятися, Інакше кажучи, у зір повинен бути помітний річний паралакс.

Річним паралаксом зорі р називається кут, під яким із зорі можна було б бачити велику піввісь земної орбіти (що дорів­нює 1 а. о.), перпендикулярну до променя зору.

Чим більша відстань до зорі, тим менший її паралакс. Відстань до небесних тіл за межами Сонячної системи, як правило, вимірюють у парсеках чи світлових роках.

Відстань, яку світло проходить протягом року, називається світловим роком. Цю одиницю використовують для вимірю­вання відстані поряд з парсеком {пк).

Парсек — відстань, на якій велику піввісь земної орбіти, пер­пендикулярну до променя зору, видно під кутом 1".

Відстань у парсеках дорівнює обереній величині річного пара­лакса, вираженого в секундах дуги. Наприклад, відстань до зорі а Центавра дорівнює 0,75" і знаходяться від нас на відстані 1,3 пк або 4,26 св.р.

1 парсек = 3,26 світлового року = 206 265 а. о. =3 • 10' км.

У наш час вимірювання річного паралакса є основним спосо­бом визначення відстаней до зір. Паралакси виміряно вже для дуже багатьох зір.

Вимірюванням річного паралакса можна надійно визначити відстані до зір, що знаходяться не далі 100 пк, або 300 світлових років.

Відстані до більш віддалених зір визначають іншими метода­ми (див. п. 1 § 25 у підр. Б.О. Воронцов-Вельямінов.).

Після того як астрономи дістали можливість визначати відстані до зір, було встановлено, що зорі відрізняються за видимою яскравістю не тільки через різні відстані до них, а й через різну світність.

Світністю зорі називається потужність випромінювання світ­лової енергії порівняно з потужністю випромінювання світла Сонцем.

Якщо дві зорі однакової світності, то зоря, що знаходиться далі від нас, має меншу видиму яскравість. Порівнювати зорі за світністю можна лише в тому разі, якщо розрахувати їхню видиму яскравість (зоряну величину) для однієї і тієї самої стандартної відстані. Такою відстанню в астрономії прийнято вважати 10 пк.

Видима зоряна величина, яку мала б зоря, якби знаходилася від нас на стандартній відстані Д₀ = 10 пк, дістала назву абсо­лютної зоряної величини.

Вивчення зір показує, що за світністю вони можуть відрізня­тися в десятки мільярдів раз. У зоряних величинах ця різниця досягає 26 одиниць.

Абсолютні величини зір дуже високої світності від'ємні й дося­гають М = —9. Такі зорі називаються гігантами і надгіган­тами. Випромінювання зорі 5 Золотої Риби потужніше за випро­мінювання нашого Сонця в 500 000 раз, її світність і. = 500 000; найменшу потужність випромінювання мають карлики з М = + 17 (1 = 0,000013).

Щоб зрозуміти причини значних відмінностей у світності зір, треба розглянути й інші їхні характеристики, які можна визначити на основі аналізу випромінювання. Такою характеристикою є колір, спектр і температура зір.

Під час спостережень ви звернули увагу на те, що зорі мають різний колір, добре помітний у найяскравіших з них. Колір тіла, яке нагрівається, у тому числі й зорі, залежить від його температури. Це дає можливість визна­чити температуру зір розподілом енергії в їх неперервному спектрі.

Колір і спектр зір пов'язані з їхньою температурою. У порів­няно холодних зір переважає випромінювання в червоній ділянці спектра, тому вони й мають червонуватий колір. Температура чер­воних зір низька. Вона підвищується послідовно з переходом від червоних зір до оранжевих, потім до жовтих, жовтуватих, білих і голубуватих. Спектри зір дуже різноманітні. Вони поділені на класи, які позначають латинськими буквами й цифрами. У спектрах холодних червоних зір класу М з температурою близько 3000 К видно смуги поглинання найпро­стіших двохатомних молекул, найчастіше оксиду титану. У спект­рах інших червоних зір переважають оксиди вуглецю або цирко­нію. Червоні зорі першої величини класу М — Антарес, Бегель-гейзе.

У спектрах жовтих зір класу С, до яких належить і Сонце (з температурою 6000 К на поверхні), переважають тонкі лінії металів: заліза, кальцію, натрію та ін. Зорею типу Сонця за спект­ром, кольором і температурою є яскрава Капелла в сузір'ї Віз­ничого.

У спектрах білих зір класу А, таких, як Сіріус, Вега, Денеб, найсильніші лінії водню. Є багато слабких ліній іонізованих металів. Температура таких зір близько 10 000 К.

У спектрах найгарячіших, голубуватих зір з температурою близько 30 000 К видно лінії нейтрального та іонізованого гелію.

Температури більшості зір перебувають у межах від 3000 до 30 000 К. У небагатьох зір температура досягає близько 100 000 К.

Таким чином, спектри зір дуже відрізняються один від одно­го і за ними можна визначити хімічний склад атмосфер зір. Вив­чення спектрів показало, що в атмосферах усіх зір переважають водень і гелій.

Подвійні зорі. Маси зір. Як ми переконалися на прикладі Сонця, маса зорі є тією з найважливіших характеристик, від якої залежать фізичні умови в її надрах. Безпосереднє визначення маси можливе лише для подвійних зір.

Подвійні зорі називаються візуально-подвійними, якщо їхню подвійність можна помітити під час безпосередніх спостережень у телескоп.

Прикладом візуально-подвійної зорі, видимої навіть неозбро­єним оком, є £ Великої Ведмедиці, друга зоря від кінця «ручки» її «ковша». При нормальному зорі зовсім близько біля неї видно другу слабку зірочку. її помітили ще стародавні араби й назвали Алькор (Вершник). Яскравій зорі вони дали назву Міцар. Міцар і Алькор віддалені одна від одної на 11^’. У бінокль таких зоряних пар можна знайти чимало.

Системи з кількістю зір п=З називаються кратними. Так, у бінокль видно, що є Ліри складається з двох однакових зір 4-ї зоряної величини, відстань між якими 3'. При спостереженні в телескоп є Ліри — візуально-четверна зоря. Однак деякі зорі виявляються лише оптично-подвійними, тобто близькість таких двох зір є результатом випадкової проекції їх на небо. Насправді в просторі вони далекі одна від одної. А якщо під час спостережен­ня з'ясовується, що вони утворюють єдину систему і обертаються під дією взаємного притягання навколо спільного центра мас, то їх називають фізичними подвійними.

Багато подвійних зір відкрив і вивчив відомий російський учений В. Я. Струве. Найкоротший відомий період обертання візуально-подвійних зір — кілька років. Вивчено пари, в яких період обертання становить десятки років, а пари з періодами в сотні років вивчать у майбутньому. Найближча до нас зоря а Центавра є подвійною. Період обертання її складових (ком­понентів) — 70 років. Обидві зорі в цій парі за масою і темпера­турою подібні до Сонця.

У телескоп подвійні зорі нерідко являють собою гарне видо­вище: головна зоря жовта або оранжева, а супутник білий або голубий.

Якщо компоненти подвійної зорі при взаємному обертанні підходять близько один до одного, то навіть у найсильніший телескоп їх не можна бачити нарізно. В цьому разі подвійність можна виявити за спектром. Такі зорі називатимуться спектрально-подвійними. Через ефект Доплера лінії в спектрах зір зміщу­ватимуться в протилежні боки (коли одна зоря віддаляється від нас, інша наближається). Зміщення ліній змінюється з періодом, що дорівнює періоду обертання пари. Якщо яскравості й спектри зір, які становлять пару, подібні, то в спектрі подвійної зорі спо­стерігається періодично повторюване роздвоювання спектральних ліній.

Якщо одна із зір світиться слабо, то буде видно лінії тільки другої зорі, що періодично зміщуються.

При взаємному обертанні компоненти спектрально-подвійної зорі можуть по черзі заступати один одного. Такі зорі називаються затемнено-подвійними або алголями, їа назвою свого типо­вого представника р Персея. Під час затемнень загальна яскра­вість пари, компонентів якої ми нарізно не бачимо, слабшатиме (положення В і О на мал. 75). Решту часу в проміжках між затемненнями вона майже стала (положення А і С) і тим довша, чим коротша тривалість затемнень і чим більший радіус орбіти. Якщо супутник великий, але сам дає мало світла, то сумарна яскравість системи зменшується зовсім ненабагато, коли яскрава зоря заступає супутник.

Стародавні араби назвали р Персея Алголем (перекручене ель ґуль), що означає «диявол». Можливо, вони помітили його дивну поведінку: протягом 2 днів 11 год яскравість Алголя стала, потім за 5 год вона слабшає від 2,3 до 3,5 зоряної величини, далі за 5 год яскравість повертається до попереднього зна­чення.

Взагалі подвійність зір — дуже поширене явище. Статистика показує, що близько 30 % усіх зір, очевидно, подвійні. Звичайно зорі мають масу, меншу від п'яти мас Сонця.

Змінні зорі – це зорі, у яких спостерігається зміна блиску. Взагалі блиск будь-якої зорі тією чи іншою мірою змінюється із часом. Для віднесення зорі до змінних достатньо, щою її блиск зазнав змін хоча б один раз.

Відомо що у 1596 р. німецький астроном Д. Фабриціус у сузір'ї Кита відкрив нову зорю. Деякий час він слідкував за нею, а потім вона зникла. Та несподівано 1609 р. зоря з'явилась на небі знову. Так було відкрито першу змінну зорю, яка дуже сильно змінювала свій блиск: то ставала невидимою для ока, то спалахувала знову. У зоряні атласи вона потрапила під назвою Міра (з лат. - «дивовижна»).

Ця зоря належить до сімейства фізичних змінних зір, зміна блиску яких зумовлена процесами, що відбуваються у їхніх надрах. Зараз достовірно виявлено кілька десятків тисяч фізичних змінних зір у нашій Галактиці й десятки тисяч в інших галактиках, їхня кількість постійно зростає завдяки спостереженням з телескопами, винесеними в космос.

Змінні зорі поділяють на дві основні групи: пульсуючі та спалахуючі змінні зорі. Окремим випадком спалахуючих змінних зір є нові та наднові зорі.

Найвідомішими серед пульсуючих змінних зір є цефеїди, які отримали назву від однієї з найтиповіших їхніх представниць - зорі δ Цефея. Її змінність було відкрито ще 1784 р. англійським астрономом Дж. Гудрайком.

Класичні або довгоперіодичні цефеїди відзначаються ритмічними, з точністю доброго годинникового механізму, коливаннями блиску з амплітудою 0,5-2т. їхні періоди, як правило, лежать у межах від однєї до 70 діб. Поза межами нашої Галактики відомі цефеїди з періодом до 218 діб. Період - одна з найважливіших характеристик цефеїд. Для кожної зорі він постійний з великим ступенем точності.

Ще 1908 р. було відкрито зележність між світністю (а отже, і абсолютною зоряною величиною) та періодом цефеїд. Таким чином, якщо відомо період цефеїди Р, то за його величиною можна дізнатися про її світність L і абсолютну зоряну величину М. Ця залежність дала можливість легко обчислювати відстань до будь-якої цефеїди, якщо визначено її середній блиск і період.

Цефеїди належать до гігантів і надгігантів класів F і G з великими світностями. Ця обставина дозволяє спостерігати їх з величезних відстаней, зокрема й далеко за межами нашої Галактики. А оскільки розміри галактик невеликі порівняно з відстанями до них, то за допомогою цефеїд визначаються відстані до всіх галактик, де можна знайти подібні зорі, і тому цефеїди називають «маяками Всесвіту».

Окрім класичних довгоперіодичних, існує також клас коротко-періодичних цефеїд, типова представниця яких - зоря RR Ліри. їхні періоди становлять від 80 хв до однієї доби.

Є ще довгоперіодичні змінні з періодом від 70 до 1400 діб і амплітудою 3-10. Це - червоні надгіганти класу М. Можна провести спостереження за найвідомішим представником цієї групи - зорею Міра (о Кита). її блиск у середньому за кожні 332 доби змінюється від 2т до 10. А це означає, що в максимумі блиску зоря випромінює у півтори тисячі разів більше енергії, ніж у мінімумі.

Зорі дуже великої світності називаються надгігантами. Червоні надгіганти виявляються такими самими й за розмірами. Бетельгейзе та Антарес у сотні разів більші від Сонця за діаметром. Більш віддалена від нас Альдерамін (Цефея) має такі величезні розміри, що всередині її розмістилася б Сонячна система з орбітами планет до орбіти Юпітера включно. Проте маси надгігантів більші за масу Сонця лише в 30 — 40 раз. Тому навіть середня густина червоних надгігантів у тисячі разів менша за густину кімнатного повітря.

При однаковій світності розміри зір тим менші, чим ці зорі гарячіші. Найменшими серед звичайних зір є червоні карлики. Їхні маси й радіуси — десяті частки сонячних, а се­редня густина в 10—100 раз вища від густини води. Ще менші, ніж червоні, білі карлики, але це вже незвичайні зорі. Білий карлик має величезну густину — близько 10⁹ кг/м³.

Аналіз вчених показав, що пульсувати можуть лише зорі-гіганти і надгіганти, у яких є протяжні, розріджені оболонки.

Нові зорі. Зорі, блиск яких раптово зростає в тисячі й навіть мільйони разів (у середньому на 12), називаються новими зорями. При цьому виділяється енергія, яку Сонце випромінює за 100 000 років. Початковий період спалаху нової до досягнення максимуму блиску триває кілька діб, після чого він повільно, впродовж років чи десятків років зменшується до початкового значення. Згодом на місці нової залишається карликова зоря з оболонкою, яка розширюється зі швидкістю понад 1000 км/с. Це свідчить про відрив від нової зорі її зовнішніх шарів.

За підрахунками щороку в Галактиці спалахує близько 200 нових, однак, виявляють тільки дві-три з них. Дотепер зареєстровано близько 180 спалахів нових у нашій Галактиці та близько 250 - у галактиці Андромеди.

Окрім нових, відомі також повторні нові зорі, спалахи яких мають меншу потужність і повторюються через кілька десятків років. Вони також є подвійними системами.

Наднові зорі. Спалах наднової зорі (позначається SN)-явище незрівнянно більшого масштабу, ніж спалах нової. Адже її блиск під час спалаху збільшується на десятки зоряних величин упродовж кількох діб. Поява наднової в іншій галактиці демонструє всю грандіозність цього явища, адже її блиск у масимумі стає порівнянним з яскравістю всієї зоряної системи, де вона спалахнула, а то й перевершує її.

У максимумі блиску світність наднових перевищує сонячну у мільярди разів. Загальна кількість енергії, яку зоря висвічує під час спалаху, порядку -10" Дж.

Під час вибуху наднова скидає свою оболонку, яка далі розширюється зі швидкістю від 5 000 до 20 000 км/с і через деякий час спостерігається у вигляді туманності специфічної форми.

Найвиразнішою серед них є знаменита Крабоподібна туманність у сузір'ї Тельця. Вона розширюється зі швидкістю біля 1 200 км/с і є одним із найпотужніших джерел радіовипромінювання у нашій Галактиці.

Утворення та еволюція зір. Ми бачимо, що існують і поодинокі, і подвійні, і кратні зорі, змінні зорі різних типів, нові й наднові, надгіганти і карлики, зорі найрізноманітніших розмірів, світностей, температур і густин. Чи не створюють вони хаос фізичних характеристик? Виявляєть­ся, ні. Узагальнюючи здобуті дані про зорі, встановили ряд зако­номірностей між ними.

Зіставляючи відомі маси і світності зір, переконуємося, що із збільшенням маси швидко зростає світність зір.

Крім того, чим масивніша зоря, тим вища температура в її надрах і тим швидше «вигоряє» водень, перетворюючись у гелій. З вигорянням водню в центрі зорі її еволюція прискорюється. Зоря перетворюється у червоний гігант. У щільному й гарячому яд­рі в червоних гігантах відбувається реакція синтезу вуглецю з ге­лію. Із зменшенням запасів гелію ця реакція припиняється. Зоря стискується, переходить у стан білого, надзвичайно густого кар­лика. Маючи невелику поверхню (і тому витрачаючи мало енер­гії), білий карлик може світити дуже тривалий час. Так відбу­вається еволюція Сонця й зір, маса яких не перевищує його масу.

Нейтронні зорі — це кінцева стадія еволюції зір з ненабагато більшою, ніж у Сонця, масою.

Вважають, що зорі з масою, яка значно перевищує сонячну, завершують свою еволюцію, перетворюючись в об'єкт великої густини розміром приблизно як нейтронна зоря, гравітаційне поле якого перешкоджає випромінюванню світла. Такий об'єкт нази­вають чорною дірою.

Білі карлики, нейтронні зорі й чорні діри, існування яких пе­редбачено теорією, але ще не підтверджено спостереженнями, є кінцевими стадіями еволюції зір різної маси. Із речовини, вики­нутої зорями, у майбутньому можуть утворюватися зорі нового по­коління. В цілому процес формування й розвитку зір стає зрозумі­лим, якщо розглядати їх як складову частину всієї зоряної сис­теми — Галактики.

Питання для самоконтролю:

1. За допомогою якого методу визначають відстань до зір?
2. Проаналізуйте основні характеристики зорі?
3. На які види поділяють подвійні зорі?
4. Охарактеризуйте змінні, нові і наднові зорі?

Дата добавления: 2015-07-14