| Головна » Астрономія |
Загальна характеристика зір. Відомості про звичайні зорі. Моделі звичайних зірок. Відомості про подвійні зорі. Типи подвійних зірок. Уявлення, за якими зорі – це далекі сонця, зародилося вже у давній Греції. Однак, як здавалось, природа і цих далеких світил, і близького Сонця назавжди залишиться нез'ясованою. Так і повчав своїх учнів філософ Сократ ( 469-399 рр. до н. е. ): “ Усе це назавжди залишиться таємницею для смертного, і певно,самим богам сумно бачити намагання людини розгадати те, що вони назавжди приховали від неї …” А тому “ все що вище від нас, те нас не стосується. Через 2000 років те саме твердив французький філософ Конт ( 1798 - 1857): “ Ми нічого не можемо дізнатися про зорі, крім того, що вони існують ”. Тому заняття астрономією – “ це марна трата часу,яка не може дати ні корисних, ні цікавих результатів”. Проте за останні сто років астрономам, вдалося з'ясувати основні питання, що стосуються природи зір і фізики процесів, які відбуваються в їхніх надрах. Згідно із сучасними уявленнями, за своєю фізичною природою зоря – це самосвітний (на відміну від планет) космічний об’єкт, що складається із високотемпературної плазми - розжареного, майже повністю іонізованого газу. Тобто зоря світить завдяки високій температурі речовини у своїх надрах, де відбуваються термоядерні реакції. Те, що зорі на небосхилі мають різний блиск і колір, зумовлене як розташуванням їх у космічному просторі та віддаленістю від спостерігача, так і різноманітністю їхніх фізичних характеристик – розміру, маси, температури. Наше Сонце — жовта зірка-карлик з діаметром 1392000 км, який у 109,12 разів більший за діаметр Землі. Маса світила становить 1.99·1033г, тобто більша за масу Землі майже в 333 тисячі разів. Середня густина речовини Сонця — 1,41 г/см3, тому вважається, що ця речовина перебуває в газоподібному стані. Вона не розлітається в косміний простір завдяки дії загальної сили тяжіння, спрямованої по радіусах до центра Сонця. Прискорення сили тяжіння на поверхні становить 273,8 м/с2, що у 27,9 раза більше за прискорення сили тяжіння Землі. Для того щоб частинка подолала сонячне тяжіння і відірвалася від поверхні Сонця в світовий простір, їй потрібна швидкість, яка б становила 617,7 км/с. Температура на поверхні Сонця дорівнює приблизно 6000°К. Потужність сонячного випромінювання становить 3.88·1033 е/с. Джерелом променистої енергії, яке «живить» Сонце вже протягом майже 6 млрд. років, є термоядерні реакції в його надрах. Основна реакція - перетворення водню у гелій. При цьому чотири протони об'єднуються і, загубивши під час реакції два позитрони, народжують так звану α-частинку—ядро атома гелію. До того ж протони втрачають частину своєї маси, яка народжує еквівалентне випромінювання - фотони. Ці фотони, багаторазово відбиваючись і випромінюючись, поступове проникають у зовнішні шари, пристосовуючись до умов середовища, через яке вони рухаються назовні. Зіркове середовище непрозоре, тому фотон витрачає дуже багато часу, перш ніж досягне поверхні Сонця. Однак, досягнувши її, тобто фотосфери (шару, з якого випромінювання поширюється у космічний простір), фотон починає рухатися зі швидкістю, близькою до 300 000 км/с. Основна характеристика зірки — світність, тобто потужність випромінювання. Щоб її визначити, необхідно знати відстань від зірки до Землі (для цього є декілька способів). У загальних рисах світність зірки L — це відношення потужності її випромінювання до потужності випромінювання Сонця. Обчислені світності зірок виявилися дуже різноманітними. Наприклад, у супутника зірки +4° 4048 каталога Боннського огляду неба світність дорівнює 1/575000 (або log L=—5,76). Це означає, що потужність зазначеного випромінювання в 575 тисяч разів менша за сонячну. З іншого боку, світність зірки (дзета)ζ1 Скорпіона дорівнює майже 480 000 (log L = 5,68). Друга важлива характеристика зірок—температура (Т) випромінюючого зовнішнього шару, тобто фотосфери. Існує декілька способів її визначення. Один з них базується на аналізі кольору зірки. Чим вища температура фотосфери, тим блакитніша зірка, чим нижча — тим вона червоніша. Встановлено, що у червоної зірки температура становить близько 3000°, у білої — 12000°, а у блакитної — 25000°. Є зірки, температура яких досягає 150000°. Розроблено способи точного визначення кольорів зірок і відповідних температур. Якщо відомі світність і температура фотосфери, то можна розрахувати і радіус R зірки. Один із законів теоретичної фізики стверджує, що потужність випромінювання J одиниці поверхні (скажімо, 1м2) нагрітого тіла пропорційна четвертій степені температури: J =σТ4, де σ — певна постійна кількість. Оскільки диск зірки має форму кола радіуса R, то світна площа становить S =πR2; тоді потужність випромінювання диска обчислюється як S•J =σπR2Т4. Потужність випромінювання Сонця дорівнює σπR2cТ4с, де Rc і Тc — радіус і температура Сонця відповідно. Таким чином, знаючи світність зірки L=(R/Rc)2•(Т/Тc)4, вираховуємо радіус із співвідношення R/Rc= L½•(6000/Т)2 . Радіуси зірок, як і їх світності, досить різноманітні, Є зірки, радіуси яких у десятки і сотні разів більші за радіус Сонця. Такі зірки називаються гігантами. Однак вони не дуже численні. Переважають зірки, розміри яких порівнянні з сонячними. Це зірки-карлики. І карлики, і гіганти належать до «звичайних зірок». Однак є зірки, радіуси яких набагато менші за сонячний і порівнянні з радіусом Землі. Колір їх білий, тому їх назвали білими карликами. Було виявлено зірки з радіусом близько 30 км. Це нейтронні зірки. Вони, як і білі карлики, відносяться до «незвичайних зірок», хоча їх, мабуть, не менше, ніж зірок «звичайних». Четверта характеристика зірок — маса — визначається за величиною орбітального руху. До речі, маси багатьох зірок не настільки різняться, як їхні світності та об'єми. Крім того, з'ясувалося, що маса і світність звичайних зірок статистично залежні. Якщо ви-разити масу зірки М у частках маси Сонця, то одержимо залежність вигляду L=Mп, де п- число, що знаходиться між 3 і 4. П'ята фізична характеристика — середня густина речовини зірки ρ. Для її визначення слід розділити масу на об'єм. І тут ми зустрічаємося з неочікуваним і диво-вижним фактом: середні густини зірок виявилися вкрай різноманітними. Так, у червоної зірки-гіганта ρ надзвичайно мала і становить від 10-9 до 10-6 г/см3. Це дуже розріджені і протяжні газові хмари, в яких густина речовини порівнянна з густиною лабораторного вакууму. А «звичайні», подібні до Сонця, зірки-карлики мають середню густину речовини в межах від 0,1 до 10 г/см3. У білих карликів ця характеристика коливається в межах від 50000 до 1000000 г/см3, тобто сягає 1 т/см3. Але ще більш дивовижними виявилися нейтронні зорі – у них середня густина речовини становить 1014 г/см3. Такі значні розбіжності властивостей зірок пояснюються їх еволюцією. Зокрема, зорі блакитного і білого кольорів, які мають вищі температури та у середньому більші маси, ніж зорі “тепліших” кольорів та нижчих температур, є молодими, тобто вони утворились порівняно нещодавно. Ці зорі, які належать головним чином до спектральних класів О і В, лише розпочинають свій “життєвий шлях”, тоді як червоні зорі - старі, вони перебувають на завершальних етапах свого існування. Відстань до найближчої до Сонця зорі (α Центавра) становить 4.3 світлового року (або 1.32 парсека). Через такі великі відстані поверхні зірок не можуть спостерігатися навіть у найбільші з існуючих телескопів. Для кількісної характеристики блиску зір, тобто освітленості, яку створює та чи інша зоря у місці спостережень, астрономи користуються поняттям видимої зоряної величини, яке ввів ще давньогрецький астроном Гіпарх. Неозброєним оком можна спостерігати зорі приблизно до 6-ї зоряної величини (позначається 6m), причому найяскравіші зірки мають малі зоряні величини, такі як 0m, або навіть від’ємні значення. Найяскравіша зимова зоря північного неба, Сіріус, має зоряну величину -1.46 m, а найяскравіша літня зоря Вега - 0.03 m. Видима зоряна величина Сонця становить приблизно -26.6 m. Видима зоряна величина зорі залежить як від її світності, так і від відстані до неї від земного спостерігача. За допомогою різного типу телескопів вдається зібрати більші потоки світла від зір, і тому їхні зображення значно яскравіші (тим яскравіші, чим більший діаметр об’єктива телескопа), ніж при спостереженнях неозброєним оком. На небосхилі зорі розподілені нерівномірно. Є ділянки, де зірок видно відносно багато. Найбільша кількість зірок на одиницю площі неба спостерігається у вузькій смузі нічного неба, яка називається Молочний (або Чумацький) Шлях і яка являє собою проекцію на земний небосхил площини нашої Галактики (тобто ми дивимось на Галактику з площини її ребра). Крім того, на небі існують невеликі ділянки з підвищеною щільністю зірок, або навіть окремі хмарки, утворені розташованими близько одна від одної на небесній сфері зорями. Це так звані зоряні скупчення. Така нерівномірність пояснюється головним чином справжньою нерівномірністю розподілу зір як у Галактиці, так і у Всесвіті. Частина таких скупчень є просто наслідком проектування на небесну сферу по-різному віддалених від спостерігача зірок. Але частина видимих зоряних скупчень насправді утворена близькими між собою зорями, які мають певні спільні характерні риси. Кратна система Сіріуса (у центрі - яскравий Сіріус А; нижче і лівіше – ледь помітний Сіріус В) Credit: NASA, ESA, H. Bond (STScI), and M. Barstow (University of Leicester Особливо - це стосується так званих кулястих скупчень. Крім того, у масштабах Всесвіту зорі групуються в галактики, які теж спостерігаються на нічному небі у вигляді тьмяних хмаринок. В галактиках зорі рухаються навколо спільного центра мас. Кулясте скупчення NGC6397 Credit: D. Verschatse (Antilhue Observatory, Chile) Значна частина зірок нашої Галактики є так званими кратними зорями, які мають спільний центр мас і обертаються навколо нього. Зі спостережень відомі подвійні зорі, а також потрійні і навіть чотирикратні системи. Астрономи вважають, що від 50% до 90% усіх зірок нашої Галактики є кратними зорями… Якщо площини орбіт кратних (подвійних) зір лежать у площині променя зору земного спостерігача, то спостерігається періодична змінність блиску таких зірок. Їх називають затемнено-подвійними Момент часу, коли система має найменшу видиму зоряну величину ( найбільшу яскравість), названо епохою максимуму, а найбільшу епохою мінімуму. Різниця зоряних величин у мінімумі та максимумі блиску називається амплітудою, проміжок часу між двома послідовниками максимуми чи мінімумами – періодом затемнювано-змінної. Зоря, що має більшу світність – головна, слабкіша - її супутник. Затемнювано-змінні зорі поділяються на декілька груп і типів. Найвідоміші серед них – зорі типу Алголя. Їхній представник – зоря Алголь ( з арабської диявольська), яка має тривалість періоду 2 доби 20 год. 49 хв. Крім таких змінних зірок, є й фізично змінні зорі, тобто такі, які не входять до кратних систем, проте помітно змінюють свій блиск. Такі зміни мають дуже широкий діапазон у часі: від сотень років до годин і менше. Існують також спалахуючі зорі, що змінюють свій блиск раптово й швидко, а також так звані нові й наднові зорі, блиск яких збільшується протягом декількох годин або днів на дуже значну величину – у мільйони разів, а потім з часом повільно зменшується. З такими процесами пов’язане утворення нових космічних об’єктів – різного типу туманностей, нейтронних зірок, чорних дір і т.п. За сучасними уявленнями, такі явища є проявами еволюційних процесів у зорях, які народжуються, розвиваються й вмирають. «Світлове ехо» червоної зірки-супергіганта V838 Mon Credit: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (AURA/STScI Спектрально – подвійні зорі. У спектрах таких зір спостерігається періодичне роздвоєння спектральних ліній відносно середнього положення. Внаслідок ефекту Допплера-Фізо найбільшої величини роздвоєння досягає за максимальної променевої швидкості компонентів: одного у напрямку до спостерігача( фіолетовий бік спектра), а іншого від нього ( червоний бік спектра). Променева швидкість зорі – це складова її руху вздовж променя зору спостерігача. Зорі, подвійність яких можна встановити тільки за допомогою спектральних спостережень, називаються спектрально –подвійними. Пари зір, відстані між якими сумірні з їхніми розмірами називаються тісними подвійними системами. При цьому істотну роль відіграють припливні взаємодії між компонентами. Під дією припливних сил поверхні обох зір перестають бути сферичними, зорі набувають еліпсоїдальної форми. Зірки, які не є змінними, називаються «нормальними». До таких зірок належить і наше Сонце. Зорі – це найпоширеніші об’єкти у Всесвіті, у них міститься понад 98% видимої речовини Всесвіту. У зорях відбувається синтез та перетворення хімічних елементів, які потім за сприятливих умов можуть стати складовими живих організмів. За тісного розташування зір прискорення сили тяжіння на поверхні, поверненні до “сусідки”, значно зменшується і може впасти до нуля. Тоді частинки газу належать не окремому компонентові, а системі в цілому. Починається процес обміну речовиною між зорями. Використана література. 1.Підручник астрономія 11 клас. 2.Молодіжна газета “Задавака”.
Схожі навчальні матеріали: | ||||||
| Всього коментарів: 0 | |