§12. Відстань до зір. Звичайні зорі.

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. Чи можна визначити відстані до зір, як це зробити? Для розв'язання цього завдання частково придатним є метод паралактичного зміщення.

За півроку Земля опиняється в діаметрально протилежній точці своєї орбіти, унаслідок чого положення зорі S на фоні інших відда­лених зір трохи змінюється. Якщо вдається зафіксувати цю зміну, то неважко знайти відстань до зорі.

Кут π, під яким із зорі видно радіус земної орбіти, перпендикулярний до напряму зорі, називається річним паралаксом.

Ще в епоху Коперника робилися спроби визначити паралакси зір, але через недосконалість приладів вони були безрезультатними. Виявляється, рі­чні паралакси всіх зір менші за 1". Надійно виміряти такі малі кути вдалося лише у першій половині XIX ст. У 1837 р. російський астроном В. Я. Струве (1793-1864) уперше визначив річний паралакс зорі Веги (α Ліри): π = 0,123". Відстань від Землі до зорі (див. рис. 1):,

, де а.о. = 150 млн. км — радіус земної орбіти, π — річний паралакс зорі. Річні паралакси зір дуже малі, а для малих кутів справед­ливе співвідношення: sin π  π (π — у радіанах). Паралакси зручно визначати в секундах (1 рад = 206265"), отже, .

Наприклад, відстань до Веги r 1,68•106 а.о. Навіть виражена в астро­номічних одиницях, ця віддаль дуже велика. Для вимірювання відстаней до зірок в астрономії, використовують відповідні одиниці довжини: парсек та світловий рік. 1 парсек (скорочено від паралакс і секунда) (1 пк) — відстань, з якої радіус земної видно під кутом 1".

1 пк = 206265 а.о. = 3,0856•106м.

Світловий рік (1 св.р.) — відстань, яку світло проходить у вакуумі за 1 рік.

1 св. р. = 9,5•1015м = 63240 а.о. = 0,3066 пк.

1 пк = 3,26 св.р.

За допомогою наземної та орбітальної астрономічної апаратури визна­чено паралакси понад 100 000 зір. Проте метод річного паралаксу застосов­ний до зір, відстань до яких не перевищує 100 пк. Відстань до віддаленіших об'єктів встановлюється менш точно іншими способами.

Характеристикою блиску зорі є видима зоряна величина. Вона залежить, як від світності зорі, так і від відстані до неї. Дуже потужна зоря, але віддалена, тьмя­ніша, ніж порівняно близька зірка, яка випромінює не так інтенсивно. Якби вда­лось вишикувати зорі на однаковій відстані від Землі, то тоді потужніші з них і бу­ли б яскравішими, а зоряна величина залежала б лише від світності.

Абсолютна зоряна величина (М) — зоряна величина, яку мала б зоря, перебуваючи від спостерігача на відстані 10 пк (32,6 св. р.).

Знаючи відстань до зір r та її видиму зоряну величину m, можна обчисли­ти абсолютну зоряну величину:

М = m + 5 - 5 • lg r , де r — виражене в парсеках.

Отже, з відстані 10 пк Сонце має вигляд слабкої зірочки. Міріади таких зір розсіяні на небосхилі і серед них воно нічим не виділялося б.

Світ зірок надзвичайно різноманітний, навряд чи є у Всесвіті дві однакові. Вивчення цих об'єктів свідчить, що їхні світності можуть відрізнятися в десятки мільярдів разів. Абсолютні зоряні величини відповідно змінюються від М=-10 до М=+19. За світністю зорі поділяють на надгіганти, гіганти та карлики. Надгігантами є, наприклад, слабка на вигляд зоря ζ1, Скорпіона (m = 4,9; М=-9,4), яка випромінює в 480000 разів потужніше, ніж Сонце, зоря Бетельгейзе (α Оріона) (m = 0,42; М=-6,1), потужніша за наше світило в 21300 разів.

Світність Альдебарана та Арктура у 100 разів більша, ніж сонячна. Це — гіганти.

Сонце належить до карликових зір. Є зорі значно слабші, наприклад, найближча до нас Проксима Кентавра випромінює енергії у 18000 разів менше, ніж Сонце. Карликових зір у природі значно більше, ніж гігантів та надгі­гантів. Із 40 найближчих до Землі зірок лише три потужніші, ніж Сонце.

Розміри зір різноманітні. Надгіганти у тисячі разів більші за Сонце, а ді­аметри нейтронних зір дорівнюють кільком десяткам кілометрів. Наприклад, радіус зорі Бетельгейзе (R = 1000R? = 4,65 а.о.) майже дорівнює радіусу ор­біти Юпітера (а = 5,2 а. о.). Світність зір залежить не тільки від розмірів, але й від нагрітості їхніх поверхонь. За незначним винятком, температура зір ле­жить у межах від 2500 К до 30000 К.

Із початку 80-х років XIX ст. фотографію активно використовують в астро­номії, зокрема для фіксування спектрів зір. До 1886 року вчені Гарвардської об­серваторії (США) сфотографували спектри 10350 зірок. Усі спектри зір є спект­рами поглинання (суцільний фон посічений темними лініями). Оскільки зорі в основному складаються з водню, то лінії поглинання цього елемента є в усіх спе­ктрах, але інтенсивність цих ліній різна. У спектрах одних зірок найпомітніші лі­нії водню, в інших — лінії гелію, ще в інших є свої особливості. Вигляд ліній рі­зноманітний — від дуже чітких до слабо виражених, від вузеньких до широких та розмитих. Спершу спектри класифікували так: до класу А потрапили ті, в яких найінтенсивнішими є лінії водню, до класу В — гелію і т.д. аж до класу О. Зго­дом, з'ясувавши, що колір і спектр зорі залежить від температури її поверхні, вчені переглянули спектральну класифікацію. Половину початкових класів лік­відували, а ті сім, що залишилися, розташували в порядку спадання температури зірок, які належать цим класам. Ця класифікація зоряних спектрів називається Гарвардською і використовується дотепер; О – В – А – F – G – К – M.

Від температури зорі залежить не тільки її спектр, а й колір. При різних нагрітостях поверхні максимуми випромінювання припадають на різні ділян­ки спектра. Тому холодніші зорі мають червоний колір, дуже нагріті — бла­китні. Білою виглядає зоря, яка з однаковою інтенсивністю випромінює світло всіх довжин хвиль.

На початку XX ст. датський астроном Е. Герцшпрунг (1873-1967) та американський астрофізик Г.Рессел (1877-1957) незалежно один від одного проводили дослідження світності та спектрів зір. Виявлену вченим закономірність зручно подати на діаграмі «спектр — світність» (або діаграмі Герцшпрунга — Рессела). Якщо на вертикальній осі відкласти світність L (або абсолютну зоряну величину M), на горизонтальній — спектральний клас (або температуру Т), зорі зображати точками, то виявиться, що вони розта­шуються не хаотично, а утворюють певні лінії (смуги) чи послідовності (див. рис. 1).

Із часом діаграма неодноразово уточнювалася. На сучасній діаграмі Герцшпрунга — Рессела виділяють такі послідовності:

надгіганти (1);

головна послідовність (2) (близько 90% зір);

гіганти (3);

білі карлики (4) (близько 10% зір);

субкарлики (5).

Серед зір головної послідовності є: гарячі блакитні зорі з температурою поверхні 30000-50000 К і світністю в 10000 разів більшою за світність Сонця (наприклад, Спіка); яскраві білі зорі (Сиріус); жовті зорі (Сонце); червоні ка­рлики, світність яких у тисячі разів менша від сонячної (Крюгер 60). Місце зорі на головній послідовності залежить від маси. Найважчі зорі — зорі класу О — мають масу в 30-40 разів більшу від сонячної, далі від класу до класу маса зір поступово зменшується. Червоні карлики в кілька разів легші за Сонце.

Рис. 1

У верхній частині діаграми Герцшпрунга - Рессела розташовані надгіганти, світність яких більша від сонячної в сотні тисяч разів, а радіуси — у 100-1000 разів (наприклад, Бетельгейзе).

Зорі класів G, К, М, які мають світність в 100-1000 разів більшу ніж у Сонця, а за розмірами переважають його в десятки разів, утворюють послідовність гігантів (наприклад, Арктур).

На один надгігант у середньому припадає 1000 гігантів і 1 000 000 зір із головної послідовності.

Білі і жовті зорі з температурою від 6000 К до 15000 К і дуже низькою світністю утворюють послідовність білих карликів. Їхні розміри сумірні з розмірами Землі, а маси близькі до маси Сонця, тому середня густина цих зірок дуже велика, іноді сягає 30 т/см3.

У процесі еволюції зорі змінюють своє положення на діаграмі «спектр — світність». Більшу частину життя вони проводять на головній послідовно­сті. Детальніше про це — на наступному уроці.

Використовуючи діаграму Герцширунг — Рессела, можна знаходити відстані до зір. Суть методу спектральних паралаксів полягає у тому, що за виглядом спектра зорі встановлюють її належність до однієї з послідовностей діаграми «спектр — світність». На діаграмі визначають абсолютну зоряну величину зорі (М). Знаючи зі спостережень видиму зоряну величину (m), обчислюють відстань до світила за формулою:

lg r = 0,2(m-М) + 1.

Цей спосіб високої точності не дає, проте дозволяє отримати наближені відстані до всіх зір, спектри яких відомі.

Згідно з розрахунками вчених, зорі головної послідовності мають від­мінності внутрішньої будови. Якщо маса зорі не перевищує 1,2 М?, то її бу­дова схожа на будову Сонця: променисте ядро, зона променистої рівноваги і конвективна зона (див. рис. 3). Головним джерелом енергії таких зір є термо­ядерні реакції синтезу гелію протон-протонного циклу.

Зорі з масами більшими ніж 1,2 М? розташовані у верхній частині го­ловної послідовності. У їхніх надрах відбуваються термоядерні реакції вуг­лецево-азотного циклу, які мають значно більший енергетичний ефект. У центральній частині таких зірок розташоване конвективне ядро, а над ним зона променистої рівноваги (див. рис. 4).

Якщо дві зорі видно поряд на небесній сфері, але насправді між ними величезні відстані і жодного зв'язку нема, то їх називають оптично-подвійними. Прикладом є пара Міцар та Алькор із сузір'я Великої Ведмедиці (див. рис. 5).

Фізичними подвійними називають системи двох зір, які об'єднані силами всесвітнього тяжіння і обертаються навколо спільного центра мас. Як­що подвійність можна помітити в телескоп, то такі зорі називають візуально подвійними. Навіть у невеликий телескоп видно, що зоря Міцар складається з двох дуже близьких зір, кутова відстань між якими 14" (див. рис. 6). Розді­льна здатність ока 2' = 120", тому неозброєним оком виявити подвійність Міцара неможливо. Один із компонентів цієї зорі має видиму зоряну величи­ну 2,4, інший 4, а око сприймає їх як одну зорю 2,2 видимої зоряної величи­ни. Іноді компоненти фізичних подвійних зір мають різний колір.

Існують зорі, подвійність яких можна виявити лише при досліджені спектрограм. Компоненти розташовані близько і навіть у найпотужніший те­лескоп неможливо виявити бінарність таких об'єктів. Ці зорі називають спектрально-подвійними. До речі, згадана візуально подвійно зоря Міцар, на­справді складається з чотирьох зір, адже кожен з її видимих у телескоп ком­понентів спектрально-подвійний із періодами обертання 20,5 діб та 361 доба.

Якщо площа обертання компонентів подвійної системи проходить через Землю, то її блиск періодично змінюється. Візуально нероздільні компоненти регулярно закривають один одного, що спричиняє періодичну зміну потоку випромінювання, яке надходить до нас (ефект підсилюється, якщо світність або колір компонентів суттєво відрізняється). Такі подвійні зорі називають затемнювано-подвійними.

Якщо відстані між зорями сумірні з їхніми розмірами, то кажуть, що во­ни утворюють тісну пару. При цьому форма компонентів такої подвійної зорі суттєво змінюється припливними силами. Трапляється, що компоненти тісної пари дотикаються між собою. У тісних парах між зорями можливий обмін речовиною.

Окрім фізичних зоряних пар, у природі існують потрійні, чотирикратні і т.д. зорі. Наприклад, зоря Кастор (α Близнюків) є системою з 6 зір. Якщо кі­лькість компонентів перевищує 10, то такі об'єкти називають зоряними скуп­ченнями. Вчені вважають, що у Всесвіті близько 30% зір — одинарні, 50% — подвійні, 20% — зір входять в системи кратності 3 і вище. Досліджуючи елементи орбіт кратних зір, їхні спектри, періоди обертання, вдалося визначити маси їхніх компонентів.

Сучасні дослідження кратних зір пов'язані з тим, що, як виявилось, їх­німи компонентами є дуже цікаві об'єкти — нові, наднові, нейтронні зорі та чорні діри.




© 2008-2012 Лекції по астрономії | Povered by Nano-CMS | Бесплатный хостинг