Підручник з Астрономії. 11 клас. Сиротюк - Нова програма

Розділ 5. ЗОРІ. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

Існують поодинокі, подвійні, кратні зорі, змінні зорі різних типів, нові й наднові, надгіганти і карлики, зорі різних розмірів, світностей, температур і густин. Чи створюють вони хаос фізичних характеристик? У цьому розділі ви дізнаєтесь так це чи ні.

§ 22. ОСНОВНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗІР

1. Видима зоряна величина. При першому ознайомленні із зоряним небом ми розглядали поняття «зоряна величина» m. Ви знаєте, що зорі 1-ї зоряної величини створюють у 2,5 раза більшу освітленість (точніше, у 2,512 раза), ніж зорі 2-ї зоряної величини, які, у свою чергу, дають світлові потоки у 2,5 раза більші, ніж зорі 3-ї зоряної величини і т. д. Таким чином, за інтервал в одну видиму зоряну величину (позначають 1m) прийнято відношення освітленостей (Е) в 2,512 раза. Це число обрано для зручності так, щоб його десятковий логарифм точно дорівнював 0,4, а інтервал 5m відповідав відношенню в 100 разів. У вигляді формули ці відношення записав Норман Погсон (1829-1891):

Вимірюючи за допомогою фотометра відношення блиску зір, можна визначити різницю зоряних величин за формулою Погсона. Нульове значення вибирають умовно. При цьому узгоджено, щоб стандартна зоря 1-ї зоряної величини (середня з 20 найяскравіших зір) давала б у 100 разів більше світла, ніж зоря 6-ї зоряної величини, що ще може сприйняти людське око.

Видима зоряна величина Місяця в повні дорівнює -12,7m, а у фазі першої чверті становить -9,0m. За формулою Погсона можемо знайти, що освітленість Місяця в повні (ЕП) більша від освітленості Місяця у фазі першої чверті (Е1) у 30 разів:

Видиму зоряну величину Сонця визначив Вітольд Цераськии (1849-1925). Її значення -26,8m. Шкала зоряних величин дає змогу виражати в зоряних величинах блиск слабких світил, невидимих неозброєним оком. У наш час найбільші телескопи з діаметром дзеркал 8-10 м і сучасною прийомною апаратурою дають змогу реєструвати об’єкти до 28-ї зоряної величини.

2. Визначення Відстаней до зір. Учені давно припускали, що зорі мають таку саму фізичну природу, як і Сонце. Через величезні відстані диски зір не видно навіть у сильні телескопи. Щоб порівнювати зорі між собою та із Сонцем, потрібно знайти методи визначення відстаней до них.

Основним методом є метод паралактичного зсуву зір, тому що радіус Землі занадто малий порівняно з відстанню до зір. Ще Коперник розумів, що, відповідно до його геліоцентричної системи, близькі зорі на фоні далеких зір повинні описувати еліпси в результаті річного руху Землі навколо Сонця. Припущене переміщення близької зорі на фоні дуже далеких зір відбувається по еліпсу з періодом 1 рік і відображає рух спостерігача разом із Землею навколо Сонця (мал. 5.1). Положення Землі на орбіті та видиме із Землі положення зорі на небі на малюнку позначено однаковими цифрами.

Мал. 5.1. Паралактичний зсув зорі протягом року: С - Сонце; S - зоря; а - піввісь земної орбіти; π - річний паралакс

Малий еліпс, описаний зорею, називають паралактичним еліпсом. У кутовій мірі більша піввісь цього еліпса дорівнює значенню кута, під яким із зорі видно більшу піввісь земної орбіти, перпендикулярну до напрямку на зорю. Цей кут називають річним паралаксом (π). Паралактичне зміщення зір є незаперечним доказом обертання Землі навколо Сонця.

Відстані до зір визначають за їхнім річним паралактичним зміщенням, що обумовлене переміщенням спостерігача (разом із Землею) по земній орбіті.

З малюнка 5.2 видно, що якщо СТ = а є середнім радіусом земної орбіти, SC = r - відстань до зорі S від Сонця С, а кут π - річний паралакс зорі, то

Якщо річні паралакси зір оцінюються десятковими частками секунди, а 1 радіан дорівнює 206 265", то відстань до зорі можна визначити із співвідношення

Мал. 5.2. Річний паралакс зорі: С - Сонце; S - зоря; Т - Земля

Під час вимірювання відстаней до зір астрономічна одиниця занадто мала. Тому для зручності визначення відстаней до зір в астрономії застосовується спеціальна одиниця довжини - парсек (пк), назва якої походить від слів «паралакс» і «секунда».

Парсек — це відстань, з якої середній радіус земної орбіти (рівний 1 а. о.), перпендикулярний до променя зору, видно під кутом 1" (одна кутова секунда).

Відповідно до останньої формули 1 пк = 206 265 а. о. = 3,086 • 1013 км.

Отже, відстань до зір у парсеках буде визначатися виразом:

В астрономічних одиницях зазвичай виражаються відстані до тіл Сонячної системи. Відстані до небесних тіл, що перебувають за межами Сонячної системи, зазвичай виражаються в парсеках, кілопарсеках (1 кпк = 103 пк) і мегапарсеках (1 Мпк = 106 пк), а також у світлових роках (1 св. р. = 9,46 • 1012 км = 63 240 а. о. = 0,3067 пк, 1 пк = 3,26 св. р.).

Світловий рік — відстань, яку проходить електромагнітне випромінювання (світло) у вакуумі за 1 рік.

Нижня межа вимірювання паралаксів не перевищує 0,005", що дає змогу визначати відстані не більші за 200 пк. Відстані до більш далеких об’єктів визначаються менш точно й іншими методами.

3. Абсолютна зоряна величина. Світність зір. Видимий блиск зір не характеризує їхнього реального випромінювання. Він визначається двома факторами: дійсним випромінюванням зорі та відстанню до неї. Сонце, наприклад, набагато ближче до Землі, ніж будь-яка інша зоря, тому воно є найяскравішим світилом на небі. Отже, для порівняння дійсного блиску зір потрібно обчислювати їхню зоряну величину на певній однаковій відстані. За таку однакову (або стандартну) відстань прийнято 10 пк. Видиму зоряну величину, яку мала б зоря, якби перебувала від нас на відстані 10 парсеків, називають абсолютною зоряною величиною.

За цією формулою обчислимо абсолютну зоряну величину Сонця. Відстань до Сонця r = 1 а. о. = 1 : 206 265 пк; видима зоряна величина Сонця дорівнює -26,8м. Після підстановки цих значень у формулу одержимо, що Mʘ = -26,8м + 5м + 26,6м = 4,8м. Це означає, що із стандартної відстані 10 пк Сонце має вигляд слабкої зорі майже 5-ї зоряної величини.

Абсолютні зоряні величини зір коливаються від -9м до 19м, тобто відрізняються на 28м одна від одної або за освітленістю в 160 млрд разів.

Знаючи абсолютну зоряну величину зорі, можна обчислити дійсне загальне випромінювання зорі або її світність.

Світлістю L називають повну енергію, випромінювану зорею за 1 с.

Світність зорі частіше виражають у світностях Сонця, також її можна виразити у ватах. Нагадаємо, що світність Сонця - 3,85 • 1026Вт.

Зорі-надгіганти з абсолютною зоряною величиною М = -9м мають потужність випромінювання більшу в 330 тис. разів від Сонця, а неяскраві зорі з абсолютною зоряною величиною М = 19м випромінюють світло в 480 тис. разів слабше від Сонця.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

  • 1. Що розуміють під річним паралаксом зорі?
  • 2. Що таке парсек і світловий рік?
  • 3. Чим відрізняється абсолютна зоряна величина від видимої зоряної величини?
  • 4. Як можна визначити абсолютну зоряну величину зорі, якщо відомо відстань до неї або річний паралакс?
  • 5. Що розуміють під світністю зорі? Яка світність Сонця?
  • 6. Яка залежність існує між світністю зорі і її абсолютною зоряною величиною?
  • 7. Якими способами можна визначити відстань до зір? Які одиниці використовуються для визначення відстані до зір і яке співвідношення між ними?