Зорі та їх класифікація

Вимірювання відстаней до зір. Зоря – самосвітній космічний об’єкт, у надрах якого відбувається або відбувались екзотермічні термоядерні реакції. Хоча на небосхилі зорі й мають вигляд маленьких блискучих цяточок, це такі ж велетенські тіла, як Сонце, але надзвичайно віддалені від Землі. Зорі знаходяться у мільйони разів далі, ніж Сонце, тому горизонтальні паралакси зір відповідно в мільйони разів менші, і виміряти такі малі кути ще нікому не вдавалося. Для вимірювання відстаней до зір астрономи змушені визначати річні паралакси, які пов'язані з орбітальним рухом Землі навколо Сонця.

рис.1 Схема вимірювання відстаней до Зір

У точці С знаходиться Сонце; А, В — положення Землі на орбіті з інтервалом 6 місяців; ВС = 1 а. о. — відстань від Землі до Сонця (велика піввісь земної орбіти); S — зоря, до якої треба визначити відстань; Відстань від Землі до Зорі можна визначити з прямокутного трикутника CBS

Річний паралакс можна вимірювати тільки протягом кількох місяців, поки Земля, а разом з нею і телескоп, рухаючись навколо Сонця, не переміститься у космічному просторі. Річні паралакси зір астрономи намагалися визначати ще за часів М. Коперника, що могло стати незаперечним доказом обертання Землі навколо Сонця та утвердженням геліоцентричної системи світу. Але тільки у 1837 р. В.Я. Струве у Пулковській астрономічній обсерваторії (Росія) визначив річний паралакс зорі Beги (α Ліри). Найбільший паралакс має найближча до нас зоря Проксіма Кентавра р = 0,76", але її в Європі не видно. З яскравих зір, які видно на Україні, найближче до нас перебуває зоря Сіріус (α Великого Пса) річний паралакс якої р=0,376". Відстані до зір вимірюють у світлових роках, але ще в астрономії використовують одиницю парсек (пк) — відстань, для якої річний паралакс р=1" (парсек — скорочення під паралакс- секунда). Співвідношення між парсеком та світловим роком таке: 1 пк ≈ 3,26 св. року.

Видимі зоряні величини. Вперше термін "зоряна величина" було введено грецьким астрономом Гіппархом у II ст. до н. е. для визначення яскравості зір. Тоді астрономи вважали, що зорі знаходяться на однаковій відстані від Землі, тому яскравість залежить від розмірів цих світил. Зараз відомо, що зорі навіть в одному сузір'ї знаходяться на різних відстанях від Землі, тому видима зоряна величина визначає тільки деяку кількість енергії, яку реєструє наше око за певний проміжок часу.

Гіппарх розділив усі видимі зорі за яскравістю на 6 своєрідних сортів — 6 зоряних величин. Найяскравіші зорі були названі зорями першої зоряної величини, слабкіші — другої, а найслабкіші, які ледве видно на нічному небі, — шостої. У XIX ст. англійський астроном Погсон доповнив визначеним зоряної величини ще однією умовою: зорі першої зоряної величини мають бути у 100 разів яскравіші за зорі шостої величини. Позначають видиму зоряну величину літерою т. Для будь- яких зоряних величин т1, т2 буде справедливе таке співвідношення їхньої яскравості Е1 та Е2:

Дане рівняння називають формулою Погсона. Яскравість Е фактично визначає освітленість, яку створюють зорі на поверхні Землі, тому величину Е можна вимірювати люксами — одиницями освітленості, які застосовують у курсі фізики. Згідно з формулою якщо різниця зоряних величин двох світил дорівнює 1, то відношення блиску буде ≈2,512. Для визначення видимих зоряних величин небесних світил астрономи взяли за стандарт так званий північний полярний ряд - це 96 зір навколо північного полюса світу. Найяскравіша серед них — Полярна має зоряну величину т = +2m. Відносно цього стандарту найслабкіші зірки, які ще можна побачити неозброєним оком, мають зоряну величину +6m, у бінокль видно зорі до +8m, у шкільний телескоп видно і світила до +11m, а за допомогою найбільших телескопів . масними методами можна зареєструвати слабкі зірки до +28m. Дуже яскраві небесні світила мають від'ємну зоряну величину. Наприклад, найяскравіша зоря нашого неба Сіріус має видиму зоряну величину т = - 1,6m, для найяскравішої планети Венери т = -4,5m, а для Сонця -т = - 26,7m.

Абсолютні зоряні величини та світність зорі. Хоча Сонце є найяскравішим світилом на нашому небі, це не означає, що воно випромінює більше енергії, ніж інші зорі. З курсу фізики відомо, що освітленість, яку створюють джерела енергії, залежить від відстані до них, тому невелика лампочка у вашій кімнаті може здаватися набагато яскравішою, ніж далекий прожектор. Для визначення світності, або загальної потужності випромінювання, астрономи вводять поняття абсолютної зоряної величини М. Зоряну величину, яку мала б зоря на стандартній відстані r0=10пк, називають абсолютною зоряною величиною. На такій відстані (11 пк, або 36 св. років) від нас знаходиться зоря Арктур, вона має видиму зоряну величину, яка приблизно дорівнює абсолютній. Сонце на відстані 10 пк мало б вигляд досить слабкої зорі п'ятої зоряної величини, тобто абсолютна зоряна величина Сонця ≈+5m. Якщо відома відстань до зорі r в парсеках та її видима зоряна величина т, то абсолютну зоряну величину М можна визначити за допомогою такої формули:

Світність зорі визначає кількість енергії, що випромінює зоря за одиницю часу, тобто потужність випромінювання зорі. За одиницю світності в астрономії приймають потужність випромінювання Сонця 4 · 1026 Вт. Якщо відома абсолютна зоряна величина зорі М, то її світність визначається за допомогою такої формули:

Колір та температура зір. Температуру зорі можна визначити за допомогою законів випромінювання чорного тіла. Найпростішим методом вимірювання температури зорі полягає у визначенні її кольору. Правда неозброєним оком можна визначити тільки колір яскравих зір, бо чутливість нашого ока до сприйняття кольорів при слабкому освітленні дуже мала. Колір слабких зір можна визначити за допомогою бінокля або телескопа, які збирають більше світла, тому при спостереженні зорі здаються нам яскравішими.

За температурою зорі розділили на 7 спектральних класів, які позначили літерами латинської абетки: О, В, A, F, G, К, М (англійське прислів'я: "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me" — "будь гарною дівчиною поцілуй мене").

рис.2 Спектральні класи Зір.Найгарячіші зорі синього кольору належать до спектрального класу О, найхолодніші – червоні зорі – до спектрального класу М. Сонце має температуру фотосфери +5780 К, жовтий колір і належить до спектрального класуG

рис.3 Класифікація Зір Моргана-Кінана.

Найвищу температуру на поверхні мають сині зорі спектрального класу О, які випромінюють найбільше енергії у синій частині спектра. Звичайно у спектрі кожної зорі є темні лінії поглинання, які утворюються в розрідженій атмосфері зорі та в атмосфері і утворюють хімічний склад атмосфери. Виявилося, що всі зорі мають майже однаковий хімічний склад, бо основні хімічні елементи у Всесвіті — Гідроген та Гелій, а основна відмінність різних спектральних класів обумовлена температурою зоряних фотосфер.

Радіус зорі можна визначити вимірюючи її світність та температуру поверхні.

рис.4 Радіуси деяких зір у порівнянні із Сонцем

Діаграма спектр—світність. Сонце за фізичними параметрами належить до середніх зір воно має середню температуру, середню світність і т. д. За статистикою серед великої кількості різноманітних тіл найбільше таких, які мають середні параметри. Haприклад, якщо виміряти зріст і масу великої кількості людей, які мають різний вік, то найбільше буде людей з середніми параметрами. Астрономи вирішили перевірити, чи багато у космосі таких зір, як наше Сонце. Для цієї мети Е. Герцшпрунг (1873—1967) та IV Рессел (1877—1955) запропонували діаграму, на якій можна позначити місце кожної зорі, якщо відомі її температура та світність. Її названо діаграмою спектр-світність, або діаграмою Герцшпрунга—Рессела. Вона має вигляд графіка, на якому по осі абсцис відзначають спектральний клас, або температуру зорі, а по осі ординат — світність.

Білі карлики — зорі, що мають радіус у сотні разів менше сонячного і густину в мільйони разів більшу ніж щільність води

Червоні гіганти - зорі, що мають температуру 3000-4000 К і радіус в десятки разів більший ніж сонячний. Маса цих зір не набагато більша від маси Сонця. Такі зорі не знаходяться в стані рівноваги.

Гіганти спектрального класу М мають майже таку саму масу, як білі карлики спектрального класу В, тому суттєво відрізняється середня густина цих зір. Наприклад, радіус червоного гіганта Бетельгейзе у 500 разів більший ніж радіус Сонця, але маса цих зір майже однакова, тому червоні гіганти спектрального класу М мають середню густину у мільйони разів меншу ніж густина земної атмосфери. Типовим представником білих карликів є супутник Сіріуса, радіус якого майже такий, як радіус Землі, а густина має фантастичну величину 3 · 106 г/см3, тобто наперсток речовини білого карлика важив би на Землі 10 000 Н. Ще більшу густину мають нейтронні зорі та чорні діри.

Подвійні зорі.

Фізичні подвійні зорі. 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.

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 ζ Великої

рис.6 Подвійна Зоря рис.7 Подвійна Зоря

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.

рис.8 Подвійна Зоря рис.9 Подвійна Зоря

Системи з кількістю зір n ³3 називаються кратними. Так, у бінокль видно, що ε Ліри складається з двох однакових зір 4-ї зоряної величини, відстань між якими 3'. При спостереженні в телескоп ε Ліри — візуально-четверна зоря.

Затемнювано-подвійні зорі.При взаємному обертанні компоненти подвійної системи можуть по черзі заступати один одного. Такі зорі називаються затемнено-подвійними або алголями, за назвою свого типового представника β Персея. Під час затемнень загальна яскравість пари, компонентів якої ми нарізно не бачимо, слабшатиме (положення 1 і 3). Решту часу в проміжках між затемненнями вона майже стала 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 β 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.

Спектрально-подвійні зорі.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. У зорі, яка наближається, спектральної лінії зміщуються до синього кінця спектра, а в тієї, що від­даляється.— до червоного. Якщо одна із зір світиться слабо, то буде видно лінії тільки другої зорі, що періодично зміщуються.

Взагалі подвійність зір — дуже поширене явище. Статистика показує, що близько 30 % усіх зір, очевидно, подвійні.

Тісні подвійні системи.Пари зір, відстані між якими сумірні з їхніми розмірами, називаються тісними подвійними системами. За тісного розташування зір частинки газу починають належати не окремомому компоненту, а системі в цілому. Починається процес обміну речовиною між зорями. Якщо одна зоря розширюється, перетворюючись у червоного гіганта, то її речовина починає вільно перетікати на другий компонент, утворючи навуоло неї широкий диск. Речовина гальмується, нагрівається, починає світитися, і зрештою осідає на поверхню «сусідки», збільшуючи її масу і температуру.

Фізичні змінні зорі.

У наш час відомі десятки тисяч фізичних змінних зір, у яких реально змі­нюється їхня світність. Причому в одних вона змінюється строго періодично, а в інших - з часто порушуваною періодичністю або навіть безсистемно).

Отже, зміна розміру й температури спричиняє зміну світності зір. Тому для всіх фізичних змінних зір типово, що разом із зміною світності відбуваються ті чи інші зміни в спектрі, тобто в стані їх атмо­сфери.

рис.10 Змінна Зоря

Пульсуючі змінні зорі – цефеїди.З періодичних змінних зір особливий інтерес становлять ц е ф е ї д и. Це білі або жов­туваті зорі. Свою назву вони дістали за типовим представ­ником - зорею δ Цефея. Пе­ріод її змінності 5,37 доби й амплітуда зміни яскравості від 4,6 до 3,7 зоряної величини. Амплітуди зміни яскравості цефеїд становлять не більш як 1,5 зоряної величини при пе­ріодах від десятків хвилин до кількох десятків діб. Цей період у них багато років незмінний з точністю до часток секунди.

Із зміною температури дещо змінюється й спектральний клас цефеїд. Причина цього в тому, що цефеїди - пульсуючі зорі. Вони періодично розширюються і стискуються. Стискання зовнішніх шарів спричиняє їх нагрівання.

Цефеїди поділяють на дві групи: короткоперіодичні з періодами, меншими за 1 добу, і класичні з періодами, більшими за 2 доби. Перші з них гарячіші й мають однакову абсолютну величину М = 0,5.

Класичні цефеїди холодніші й мають незвичайну особли­вість. Це надгіганти, і їхня світність тим вища, чим більший період зорі. Цефеїди, які найповільніше змінюються, найяскраві­ші. При періоді близько 50 діб їхня світність в 10000 раз біль­ша, ніж у Сонця. Встановивши світність цефеїди за періодом змі­ни її яскравості, що легко визначається безпосередніми спостере­женнями навіть у найслабших цефеїд, можна обчислити абсолют­ну зоряну величину М і, порівнявши її з видимою зоряною величи­ною m. визначити відстань до зорі за формулою lg r = 0,2 (m -М)+1,

Тому залежність світності від періоду цефеїд надзвичайно важлива для визначення відстаней і розмірів нашої зоряної системи.

Яскраві цефеїди-гіганти нам видно, як маяки Всесвіту, здалеку.

Нові зорі. Назва «нові зорі» збереглася з давніх часів за зорями, які вважалися справді новими. Зібрані колекції фото­графій показали, що так звана нова зоря насправді існувала й ра­ніше, але раптом спалахнула, внаслідок чого її яскравість за короткий час збільшилася в десятки тисяч разів. Після спалаху зоря поступово повернулася до попереднього стану. Амплітуда зміни яскравості нових зір становить від 7 до 14 зоряних величин, тобто їх світність може змінюватися в 400000 раз. Можливо, що в нових зір спалахи повторюються з проміжками в тисячі років. Яскраві нові зорі, які в максимумі досягали першої зоряної вели­чини, спостерігалися рідко, наприклад у 1901, 1918, 1925 рр.

Спалах нової зорі відбувається звичайно за кілька днів, а повернення до попередньої світності триває роками й супроводжується коливаннями яскравості.

Зміни в спектрі нової зорі показали: яскравість зорі збільшу­ється тому, що роздувається фотосфера - зростає її поверхня. У момент максимуму світності діаметр нової зорі більший за діа­метр земної орбіти. У момент найбільшої яскравості із зорі зри­вається зовнішній шар і з швидкістю близько 1000 км/с розширюється в навколишній простір.

Як нові спалахують лише деякі дуже гарячі зорі помірних світностей, причому всі нові зорі, очевидно, є подвійними.

Наднові зорі. Деякі особливі зорі, невидимі раніше, не­сподівано спалахують і згасають подібно до нових зір.

Проте в максимумі світності вони бувають у тисячі разів яскравішими, ніж нові зорі, їх називають надновими зорями. Швидкість ви­кидання газів з них також у багато разів більша, ніж у звичайних нових зір.

Внаслідок колосальної світності, яка в максимумі перевищує в десятки тисяч разів світність найяскравіших звичайних зір, ми бачимо наднові зорі на величезних відстанях від нас, в інших зоряних системах. Для оцінки цих відстаней вимірюють яскравість наднових зір. Спалахи наднових зір відбуваються надзвичайно рідко - у середньому один спалах за кілька десятиліть або століть у системі, де налічуються мільярди зір.

Ще до винайдення телескопа в нашій зоряній системі спостері­галося кілька зір, які безсумнівно були надновими. На місці, де одна з них спалахнула в 1054 р. в сузір'ї Тельця, знаходиться туманність, названа Крабоподібною. Вона містить іонізований газ у вигляді прожилок, які прони­зують її основну аморфну масу. Порівнявши фотографії різних років, з'ясували, що туманність розширюється зі швидкістю 1 000 км/с, її розширення почалося з моменту спалаху над­нової зорі. Газ, що утворив туманність, вона викинула під час спалаху. Пізніше виявилось, що Крабоподібна туманність - одне з найпотужніших джерел радіовипромінювання. Воно спричинене тим, що магнітне поле туманності гальмує породжені під час ви­буху зорі електрони, які рухаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла. Таке радіовипромінювання електронів у магніт­ному полі називається нетепловим, або синхротронним. Крабоподібна туманність виявилася також одним з найпотужні­ших космічних джерел рентгенівських променів.

рис.11 Крабоподібна туманність

На місці спалахів інших «близьких» наднових зір також вияв­лено туманності, що випромінюють радіохвилі й розширюються.

Спалахи наднових зір - найграндіозніші й найрідкісніші з катаст­роф, що відбуваються з небесними тілами.

Пульсар.Пульсар - космічне джерело електромагнітного випромінювання, що реєструється на Землі у вигляді імпульсів - сплесків, які періодично повторюються.

Перший пульсар відкрили Джоселін Белл і Ентоні Х'юїш у 1967. Джерелом імпульсів вважається нейтронна зоря з сильним магнітним полем, яка обертається і має вузько спрямоване випромінювання.

Більшість пульсарів спостерігаються у радіодіапазоні. В наш час відомо більш 1000 пульсарів. Згідно з сучасними теоріями – пульсар є кінцевою стадією еволюції одиночної масивної зорі.

Планетні системи інших зір.

Планетна система — це незоряні об'єкти, що обертаються навколо материнської зірки. Це можуть бути планети, супутники, астероїди, метеорити, комети та космічний пил. Сонце та планетна система що обертається навколо нього називається Сонячною системою. Вважається, що планетні системи навколо сонцеподібних зір формуються в ході спільного зоретворчого процесу.

рис.12 HD 10180

HD 10180 - зірка, що має найбільшу на сьогодні відому планетарну систему (не враховуючи Сонячну систему). Навколо зірки HD 10180 обертається сім планет, зоря віддалена від нас на відстань 127 світлових років та знаходиться у сузір'ї Південної Гідри.

Запитання для самоконтролю

1. Чим пояснюються відмінності спектрів зір?

2. У чому полягає несхожість внутрішньої будови зір з різними масами?

3. Як обчислюється відстань до зорі?

4. Які із зір світять довше за всіх?

5. Зорі якого спектрального класу мають найкоротше життя?

6. Який космічний об'єкт називають пульсаром?

7. Термін «нова зоря» означає:

8. У майбутньому Сонце може перетворитись:

9. Коли параметри зорі залишаються сталими?

10. Які зорі світять найдовше?

11. Скільки часу може світити Сонце у стані рівноваги?

12. Як гинуть зорі великої маси?

13. Чи може зоря червоний карлик перетворитись на білого карлика?

14. Чому пульсари періодично змінюють інтенсивність випромінювання?

15. Що є критерієм для поділу зір на кратні системи і зоряні скупчення?

16. За якої умови подвійна зоря стає затемнювано-подвійною?

17. Яка природа спектрально-подвійних зір?

18. Яким методом користуються для пошуків планет біля інших зір?

19. Про які особливості тісних подвійних систем Ви знаєте?

20. Чому пульсуючі змінні цефеїди отримали назву "маяків Всесвіту"?

21. Завдяки яким процесам підтримуються пульсації цефеїд і споріднених з ним змінних зір?

22. Поясніть механізм спалахів нових зір.

23. У чому полягає явище наднової?

24. Що таке пульсар?

Поиск по сайту: