Тема № 11: «Звичайні зорі. Подвійні зорі. Фізично змінні зорі»

  1. Визначення відстані до зір.

Зорі — найпоширеніший тип небесних тіл у Всесвіті. Зір до 6-ї зоряної величини налічується близько 6000, до 11-ї зоряної величини приблизно мільйон, а до 21-ї зоряної величини їх на всьому небі близько 2 млрд.

Усі вони, як і Сонце, є розжареними самосвітними газовими кулями, в надрах яких виділяється колосальна енергія. Однак зорі навіть у найсильніші телескопи видно як світні точки, бо вони знаходяться дуже далеко від нас.

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. Паралактичне зміщення положення зорі на небі протягом року відбувається по малому еліпсу або колу, якщо зоря знаходиться в полюсі екліптики (див. мал. 72).

Коперник намагався, але не зміг виявити паралакс зір. Він правильно твердив, що зорі надто далеко від Землі, щоб існуючи­ми тоді приладами можна було помітити  їх паралактичне змі­щення.

Мал. Річні паралакси зір

Надійно виміряти річний па­ралакс зорі Веги вперше вда­лося в 1837 р. російському ака­деміку В. Я. Струве. Майже одночасно з ним в інших краї­нах визначили паралакси ще двох зір, однією з яких була  Центавра. Ця зоря, яку в СРСР не видно, виявилася найближчою до нас, її річний паралакс р = 0,75″. Під таким кутом неозброєному оку видно дротинку товщиною 1 мм з від­стані 280 м. Не дивно, що так довго не могли помітити в зір настільки малі кутові зміщення.

Відстань до найближчої зорі  Центавра D = 206265″: 0,75″ = 270 000 а. о. Світло проходить цю відстань за 4 роки, тоді як від Сонця до Землі воно йде лише 8 хв, а від Місяця — близько 1 с.

Відстань, яку світло проходить протягом року, називається світловим роком. Цю одиницю використовують для вимірю­вання відстані поряд з п а р с е к о м (пк).

Парсек — відстань, на яку велику піввісь земної орбіти, пер­пендикулярну до променя зору, видно під кутом І».

Відстань у парсеках дорівнює оберненій величині річного пара­лакса, вираженого в секундах дуги. Наприклад, відстань до зорі а Центавра дорівнює 0,75″ (3/4″)> або 4/3 пк.

1 парсек = 3,26 світлового року = 206265 а. о. = 3 • 1013 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.

  1. Видима та абсолютна зоряні величини.

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

Видима зоряна величина, яку мала б зоря, якби знаходилася від нас на стандартній відстані  D0 = 10 пк, дістала назву абсо­лютної зоряної величини М.

Розглянемо кількісне співвідношення видимої й абсолютної зоряних величин зорі при відомій відстані О до неї (або її паралаксі р). Пригадаємо спочатку, що різниця 5 зоряних величин від­повідає відмінності яскравості рівно в  раз. Отже, різниця видимих зоряних величин двох джерел дорівнює одиниці, якщо одне з них яскравіше за друге рівно в 100 раз (ця величина приблизно дорівнює 2,512). Чим яскравіше джере­ло, тим його видима зоряна величина вважається меншою. У за­гальному випадку відношення видимої яскравості двох будь-яких зір I1 : I2 пов’язане з різницею їх видимих зоряних величин m1, і m2 простим співвідношенням:

І1 : І2 = 2,512

Нехай m — видима зоряна величина зорі, яка знаходиться на відстані D. Якби вона спостерігалася з відстані D0 = 10 пк, її видима зоряна величина m0 за означенням дорівнювала б абсо­лютній зоряній величині М. Тоді її позірна яскравість зміни­лась би.

де р виражено в секундах дуги.

Ці формули дають абсолютну зоряну величину M за відомою видимою зоряною величиною m при реальній відстані до зо­рі D. Наше Сонце з відстані 10 пк мало б вигляд приблизно як зоря 5-ї видимої зоряної величини, тобто для Сонця M¤ » 5

Знаючи абсолютну зоряну величину М будь-якої зорі, можна обчислити її світність L. Узявши світність Сонця L© = 1, за озна­ченням світності можна записати, що

L = 2,5125-M, або L = 0,4 (5 — M)

Величини M i L у різних одиницях виражають потужність випромінювання зоpі.

Вивчення зір показує, що за світністю вони можуть відрізня­йся 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 500000 раз, її світність L = 500000; Найменшу потужність випромінювання мають карлики , М= + 17 (L = 0,000013).

Щоб зрозуміти причини значних відмінностей у світності зір, треба розглянути й інші їхні характеристики, які можна визначити на основі аналізу випромінювання.

 

  1. Температура та спектральні класи зір.

Під час спостережень ви звернули увагу на те, що зорі мають різний колір, добре помітний 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 (див. задній форзац). 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, Бетельгейзе.

У спектрах жовтих зір класу О, 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 30000 К видно лінії нейтрального та іонізованого гелію.

Температури більшості зір перебувають у межах від 3000 до 30000 К. У небагатьох зір температура досягає близько 100000 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.

Відмінності зоряних спектрів пояснюються не стільки різнома­нітністю їхнього хімічного складу, скільки відмінністю температури та інших фізичних умов у зоряних атмосферах. При високій температурі молекули розпадаються на атоми. При ще вищій температурі руйнуються менш міцні атоми, вони перетворюються в іони, втрачаючи електрони. Іонізовані атоми багатьох хімічних елементів, як і нейтральні атоми, випромінюють і поглинають енер­гію певних довжин хвиль. Порівнянням інтенсивності ліній погли­нання атомів та іонів одного й того самого хімічного елемента теоретично визначають їх відносну кількість. Вона є функцією температури. Так, за темними лініями спектрів зір можна визна­чити температуру їхніх атмосфер.

У зір однакових температури і кольору, але різної світності спектри загалом однакові, проте можна помітити відмінності у відносних інтенсивностях деяких ліній. Це відбувається тому, що при однаковій температурі тиск у їхніх атмосферах різний. Наприклад, в атмосферах зір-гігантів тиск менший, вони більш розріджені. Якщо виразити цю залежність графічно, то за інтен­сивністю ліній можна знайти абсолютну величину зорі, а далі за формулою (4) визначити відстань до неї.

 

Приклад  розв’язування   задачі

Задача. Яка світність зорі x Скорпіона, якщо її видима зоряна величина 3, а від­стань до неї 7500 св. років?

Дано:                                                Розв’язання

т = 3                                lgL =0,4 (5 — M).

D = 7500 св. років          M = m + 5 – 5 lgD, де D вираження в парсеках

Dпк = 7500 св. років: 3,26 св. років = 2300 пк.

L – ?

Тоді М = 3 + 5 – 5 lg 2,3 x 103 = — 8,8.

lgL = 0,4 [5 – (-8,8)] = 5,52.

Звідси L = 3,3 x 105.

 

  1. Визначення радіуса зорі.

Покажемо на простому прикладі, як можна порівняти розміри зір однакової температури, наприклад Сонця і Капелли (а Візничого). Ці зорі мають однако­ві спектри, колір і температуру, але світність Капелли в 120 раз перевищує світність Сонця. Оскільки при однаковій температурі яскравість одиниці поверхні зір теж однакова, то, значить, по­верхня Капелли більша за поверхню Сонця в 120 раз, а діаметр і радіус її більші від сонячних у » 11 раз. Визначити роз­міри інших зір дає змогу знання законів випромінювання.

Так, у фізиці встановлено, що повна енергія, яка випроміню­ється за одиницю часу з 1 м2 поверхні нагрітого тіла, дорів­нює: i = sT4, де s — коефіцієнт пропорційності, а Т — абсолютна температура . Відносний лінійний діаметр зір, що мають відому температуру Т, знаходять за формулою

 

де  r -   радіус зорі, і — випромінювання одиниці  поверхні  зорі, rÓ , iÅ, Т відносяться до Сонця, а LÓ = 1. Звідсиу радіусах Сонця.

 Закон Стефана — Больцмана встановили австрійські фізики Й. Стефан (експериментально) і Л. Больцман.

Результати таких обчислень розмірів світил повністю під­твердилися, коли стало можливим вимірювати кутові діаметри зір за допомогою особливого оптичного приладу (зоряного інтер­ферометра) .

Зорі дуже великої світності називаються надгігантами. Червоні надгіганти виявляються такими, самими й за розмірами (мал. 76). Бетельгейзе та Антарес у сотні разів більші від Сонця за діаметром. Більш віддалена від нас УУ 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.

У близького до нас і яскравого Сіріуса (у якого радіус при­близно вдвічі більший за сонячний) є супутник, що обертається навколо нього з періодом 50 років. Для цієї подвійної зорі від­стань, орбіта і маса добре відомі. Обидві зорі білі, майже од­наково гарячі. Отже, поверхні однакової площі випромінюють у цих зір однакову кількість енергії, але за світністю супутник у 10 000 раз слабший від Сіріуса. Значить, його радіус менший у = 100 раз, тобто він майже такий, як Земля. Тим часом маса в нього майже така, як у Сонця! Отже, білий карлик має величезну густину—близько 109 кг/м3. Існування газу такої густини пояснюється так: звичайно границею густини є розмір атомів, які становлять системи, що складаються з ядра та електронної оболонки. При дуже високій температурі в надрах зір і при повній іонізації атомів їхні ядра й електрони стають незалежними одні від одних. Від колосального тиску верхніх шарів це «кришиво» з атомів може бути стиснене значно сильніше, ніж нейтральний газ. Теоретично допускається існування за деяких умов зір з густиною, що дорівнює густині атомних ядер. На прикладі білих карликів ми ще раз бачимо, як астрофізичні дослідження розширюють уявлення про будову речовини; поки що створити в лабораторії такі умови, як усередині зір, не можна. Тому астрономічні спостереження допомагають розвивати найважливіші фізичні уявлення. Наприклад, для фізики величезне значення має теорія відносності Ейнштейна. З неї випливає кілька висновків, які можна перевірити за астрономічними даними. )дин з висновків теорії полягає в тому, що в дуже сильному полі тяжіння світлові коливання мають уповільнюватися і лінії спектра зміщуватися до червоного кінця, причому це зміщення тим більше, чим сильніше поле тяжіння зорі. Червоне зміщення було виявлене І спектрі супутника Сіріуса. Воно спричинене дією сильного поля тяжіння на його поверхні. Спостереження підтвердили цей та ряд інших висновків теорії відносності. Подібні приклади тісної взаємодії фізики й астрономії характерні для сучасної науки.

 

Приклад  розв’язування   задачі

 

 

  1. Світність зорі.

Світністю зорі L 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.

 

  1. 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 об’єктів, які мають середні параметри. Наприклад, якщо виміряти зріст і масу великої кількості людей, які мають різний вік, то найбільше буде людей з се­редніми величинами цих параметрів. Астрономи вирі­шили перевірити, чи багато у космосі таких зір, як на­ше Сонце. Для цієї мети Е. Герцшпрунг (1873—1967) та Г. 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. Якщо Сон­це — середня зоря, то на діаграмі має бути скупчення точок поблизу того місця, що займає Сонце. Тобто більшість зір повинні бути жовтого кольору з такою ж світністю, як Сонце. Яке ж було здивування астроно­мів, коли виявилося, що у космосі не знайшли жодної зорі, яку можна вважати копією Сонця. Більшість зір на діаграмі розташовані у вузькій смузі, яку назива­ють головною послідовністю. Діаметри зір головної послідовності відрізняються у кілька разів, а їхня світність згідно із законом Стефана—Больцмана  ви­значається температурою поверхні. До цієї смуги вхо­дять Сонце та Сіріус. Суттєва різниця у температурі на поверхні зір різних спектральних класів пояснюється різною масою цих світил: чим більша маса зорі, тим більша її світність. Наприклад, зорі головної послідов­ності спектральних класів О та В у кілька разів масивні­ші за Сонце, а червоні карлики мають масу у десятки разів меншу від сонячної.

Окремо від головної послідовності на діаграмі знахо­дяться білі карлики (зліва внизу) та червоні надгіганти (справа зверху), котрі мають приблизно однакову масу, але значно відрізняються за розмірами. 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 від радіуса Сонця, але маса цих зір майже однакова, тому червоні гіганти спектрального класу М мають середню густину у мільйони разів меншу від густини 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.

Головна загадка діаграми спектр—світність полягає в тому, що в космосі астрономи ще не знайшли хоча б дві однакові зорі, які мають однакові фізичні параметри — масу, температуру, світність, радіус. Наприклад, багато зір належать до спектрального класу С (Капелла, Альфа Кентавра тощо), але немає зір, які були б точно такими, як Сонце. Напевно, протягом еволюції зорі змінюють свої фізичні параметри, тому малоймовірно, що ми зможемо відшукати в космосі ще одну зорю, яка зародилась одночасно з нашим Сонцем, маючи тотожні початкові параметри. У діаграмі спектр—світність захована таємниця еволюції зір: деякі зорі тільки що народились, інші мають середній вік і, крім того, багато зір закінчують своє існування грандіозними спалахами.

Діаграма Герц­шпрунга—Рессела. По осі абсцис позначена тем­пература зір, по осі орди­нат — світність. Сонце має температуру 5780 К і світність 1. Холодніші зо­рі на діаграмі розташовані праворуч (червоного ко­льору), а більш гарячі — зліва (синього кольору). Зорі, що випромінюють більше енергії, знаходяться вище Сонця, а зорі-карлики — нижче. Більшість зір, до яких належить і Сонце, розташовані у вузькій сму­зі, яку називають головною послідовністю зір

 

 

  1. Подвійні зорі та визначення мас 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 1 Г. У бінокль таких зоряних пар можна знайти чимало.

Системи з кількістю зір n ³3 називаються кратними. Так, у бінокль видно, що г Ліри складається з двох однакових зір 4-ї зоряної величини, відстань між якими 3′. При спостереженні в телескоп Е Ліри — візуально-четверна зоря. Однак деякі зорі виявляються лише оптично-подвійними, тобто близькість таких двох зір е. 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 a Центавра є подвійною.

Період обертання її складових (ком­понентів) — 70 років. Обидві зорі в цій парі за масою і темпера­турою подібні до Сонця.

Головна зоря звичайно не знаходиться у фокусі видимого еліпса, який описує супутник, бо ми бачимо його орбіту в проекції викривленою (мал. 73). Але знання геометрії дає змогу встановити справжню форму орбіти й виміряти її велику пів­вісь а в секундах дуги. Якщо відома відстань О до подвійної зорі в парсеках і велика піввісь орбіти зорі-супутника в секундах дуги дорівнює а», то в астрономічних одиницях вона дорівню­ватиме.

Порівнюючи рух супутника зорі з рухом Землі навколо Сонця

(для  якої  період обертання  Тл = 1   рік,  а  велика  піввісь орбіти   —   а.о.),  за  третім  законом  Кеплера  можна  записати:

де m1, і m2— маси компонентів у парі зір, M© і МÅ — маси Сонця й Землі, а Т — період обертання пари в роках. Нех­туючи масою Землі порівняно з масою Сонця, дістанемо суму мас зір, які становлять пару, у масах Сонця:

m1 + m2 = A3 : T2

Щоб визначити масу кожної зорі, треба вивчити рух компо­нентів відносно навколишніх зір та обчислити їх відстані А1 і A2 від спільного центра мас. Тоді матимемо друге рівняння

m1 + m2 = А2 : А1

і із системи двох рівнянь знайдемо обидві маси окремо.

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 іній (мал. 74).

Нехай компоненти займають положення A1, і B1, й А3 і В3, тоді один з них рухається до спостерігача, а другий — ід нього (мал. 74, І, III). У цьому разі спостерігається роз­доєння спектральних ліній. У зорі, яка наближається, спектральної лінії зміщуються до синього кінця спектра, а в тієї, що від­даляється.— до червоного. Але якщо компоненти подвійної зорі займають положення A2 і В2 чи А4 і В4 (мал. 74, II, IV), то обидва вони рухаються під прямим кутом до променя зору і роздвоєний спектральних ліній не буде.

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

При взаємному обертанні компоненти спектрально-подвійної юрі можуть по черзі заступати один одного. Такі зорі називаються затемнено-подвійними або алголями, за назвою свого типового представника р Персея. Під час затемнень загальна яскравість пари, компонентів якої ми нарізно не бачимо, слабшатиме (положення В і D 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.

Аналіз кривої зміни видимої зоряної величини у функції часу дає змогу визначити розміри і яскравість зір, розміри орбіти, її форму і нахил до променя зору, а також маси зір. Отже, затемнено-подвійні зорі, що спостерігаються також і як спектрально-подвійні, є найбільш ґрунтовно вивченими системами. На жаль, таких систем відомо ще порівняно мало.

Періоди відомих спектрально-подвійних зір і алголів здебіль­шого короткі — близько кількох діб.

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

Визначені описаними методами маси зір розрізняються набага­то менше, ніж їх світності: приблизно від 0,1 до 100 мас Сонця. Дуже великі маси зустрічаються надто рідко. Звичайно зорі мають масу, меншу від п’яти мас Сонця.

Саме маса зір зумовлює їх існування і природу як особливого типу небесних тіл, для яких характерна висока температура надр (понад 107 К). Ядерні реакції перетворення водню в гелій, що відбуваються при такій температурі, у більшості зір є джерелом випромінюваної ними енергії. При меншій масі температура все­редині небесних тіл не досягає тих значень, які необхідні для перебігу термоядерних реакцій.

Еволюція хімічного складу речовини у Всесвіті відбувалася й відбувається нині головним чином завдяки зорям. Саме в їхніх надрах протікає необоротний процес синтезу більш важких хі­мічних елементів з водню.

 

  1. Змінні зорі. Цефеїди.

Як ви вже знаєте, зміни видимої яскравості в системах алголів спричинені не зміною світності самих зір, а їх періодично повторюваними затемненнями. Разом з тим 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 безсистемне).

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.

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 6 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.

Па малюнку  подано зміни яскравості та супровідні зміни температури і променевої швидкості цефеїд.

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, інакше зорі типу КК Ліри, 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 т. визначити відстань до зорі за формулою

Lg D = 0,2 (m —М)+1, що випливає з формули (4).

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. По них ми й намічаємо контури нашої зоряної системи.

 

  1. Нові та наднові 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 — від 7 до 14 зоряних величин, тобто їх світність може змінюватися в 400000 раз. У максимумі вони бувають від —6 до —9 абсолютних зоряних величин. 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.

Через несподіваність таких спалахів нові зорі відкривають випадково, їх відкривають переважно любителі астрономії, іноді школярі. Для цього треба частіше оглядати сузір’я поблизу Молочного Шляху. Але не сплутайте планету з новою зорею!

Спалах нової зорі відбувається звичайно за кілька днів — катастрофічна, а повернення до попередньої світності триває роками й супроводжується коливаннями яскравості (мал. 78).

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, розширю­ючись, рине в простір.

Як нові спалахують лише деякі дуже гарячі зорі помірних світностей, причому всі нові зорі, очевидно, є подвійними, отже, нашому Сонцю спалах не загрожує.

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 (мал. 79). 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 особлива, слабкосвітна туманність, названа Крабоподібною (мал. 80). 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.

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.

Вивчення всіх змінних і нових зір дуже важливе для розумін­ня природи та еволюції зір взагалі, бо змінні й особливо нові зорі перебувають на поворотних етапах свого розвитку. Крім того, зміни в цих зір легко спостерігати, а в звичайних зір — ні, бо їхні зміни надто повільні.

 

  1. Пульсари.

Влітку 1967 р. за допомогою радіотелескопа у Кембриджі (Великобританія) було відкрито пульсуючі джерела радіовипромінювання або просто пульсари. Періоди їхніх пульсацій становили трохи більше однієї секунди, а дослідження змінності випромінювання вказували на дуже малий об’єм випромінюю­чих областей розмірами в кілька десятків кілометрів. Подальше вивчення розподілу пульсарів на небесній сфері показало, що вони найчастіше зустрічаються поблизу площини Молочного Шляху, а отже, є членами на­шої Галактики. Коли ж було відкрито досить багато пульсарів, виявилося, що деякі з них спостерігаються в залишках спалахів наднових зір.

Найвідоміший пульсар з періодом 0,033 с знаходиться в Крабоподібній туманності. У січні 1969 р. це джерело радіовипромінювання було ототожнене зі слабкою зорею 16т, яка змінює свій блиск із тим же періодом. З таким же періодом від цього джерела йдуть рентгенівські та гамма-імпульси.

У 1977 р. із зорею було ототожне­но ще один пульсар — залишок надно­вої в сузір’ї Вітрила. Він також був джерелом рентгенівського і гамма-випромінювання. Це навело на думку про спорідненість пульсарів зі спалахами наднових.

На початок 2000 р. було відомо понад 700 пульсарів. Переважно їхні періоди Т близькі до 0,75 с. Від більшості з них ніякого іншого ви­промінювання, крім радіоімпульсів, не надходить.

Згідно з сучасними теоріями, пульсари — це об’єкти, які виникають на заключних етапах еволюції зір.

 

About these ads

Добавить комментарий

Заполните поля или щелкните по значку, чтобы оставить свой комментарий:

Логотип WordPress.com

Вы комментируете при помощи своего аккаунта WordPress.com. Выход / Изменить )

Фотография Twitter

Вы комментируете при помощи своего аккаунта Twitter. Выход / Изменить )

Фотография Facebook

Вы комментируете при помощи своего аккаунта Facebook. Выход / Изменить )

Google+ photo

Вы комментируете при помощи своего аккаунта Google+. Выход / Изменить )

Connecting to %s