Підручник з Астрономії (рівень стандарту). 11 клас. Пришляк - Нова програма

Тема 5. Зорі. Еволюція зір

1. Зорі та їх класифікація

Зоря — це величезна куля гарячого газу, яка утримується як одне ціле завдяки власній силі тяжіння й розігрівається ядерною енергією. Для зір властиве велике різноманіття, проте серед них можна виділити окремі групи, що мають спільні властивості.

Дивлячись на небо, ми бачимо, що зорі різні за кольором. Особливо це помітно під час розглядання спектрів. Основні відмінності спектрів зір полягають в кількості й інтенсивності спостережуваних спектральних ліній, а також у розподілі енергії в безперервному спектрі. Із урахуванням видів спектральних ліній та їх інтенсивності побудована спектральна класифікація зір.

Відмінності в спектрах зір визначаються передусім відмінностями температур. За температурою зорі розділили на 7 спектральних класів (рис. 1.1), які позначили літерами латинської абетки: О, В, A, F, G, К, М.

Рис. 1.1. Кольори зір визначають 7 основних спектральних класів. Найгарячіші зорі — сині зорі — належать до спектрального класу О, найхолодніші — червоні зорі — до спектрального класу М. Сонце має температуру фотосфери 5780 К, жовтий колір і належить до спектрального класу G

Найвищу температуру на поверхні мають сині зорі спектрального класу О, які випромінюють найбільше енергії у синій частині спектра (рис. 1.2). Кожний спектральний клас поділяється на 10 підкласів: АО, А1... А9.

Рис. 1.2. Інтенсивність випромінювання космічних тіл із різною температурою. Гарячі зорі випромінюють більше енергії у синій частині спектра, холодні — у червоній. Планети випромінюють енергію переважно в інфрачервоній частині спектра

Зазвичай у спектрі кожної зорі є темні лінії поглинання, які утворюються в розрідженій атмосфері зорі та в атмосфері Землі й показують хімічний склад цих атмосфер. Виявилося, що всі зорі мають майже однаковий хімічний склад, тому що основні хімічні елементи у Всесвіті — Гідроген та Гелій, а основна відмінність різних спектральних класів обумовлена температурою зоряних фотосфер.

Вимірювання відстаней до зір. Зорі розташовані в 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. 1.3). У точці С розташоване 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; ∠BSC = р — річний паралакс зорі.

Рис. 1.3. Річний паралакс визначає кут, під яким було б видно від зорі велику піввісь земної орбіти (1 а. о.) в перпендикулярному до променя зору напрямку

Відстань до найближчих зір

Зоря

Відстань

Св. р.

пк

Проксима

4,2

1,3

Барнарда

5,9

1,8

Вольф 359

7,5

2,4

Сіріус

8,8

2,6

Росс 154

9,5

2,9

ε Ерідана

11,0

3,3

Проціон

11,4

3,5

Альтаїр

16,5

5,1

Вега

26,5

8,1

Арктур

36,0

11,0

Капелла

45,0

13,8

Відстань від Землі до зорі визначається з прямокутного трикутника CBS:

Відстань до зір вимірюють у світлових роках, але в астрономії ще використовують одиницю парсек (пк) — відстань, для якої річний паралакс p = 1" (парсек — скорочення від паралакс-секунда).

Співвідношення між парсеком та світловим роком таке: 1 пк ≈ 3,26 св. року.

Якщо річний паралакс вимірюється кутовими секундами, то відстань до зір у парсеках можна виразити такою формулою:

r ≈ 1/p" пк (1.6)

Абсолютні зоряні величини і 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 = 10 пк, називають абсолютною зоряною величиною.

Абсолютна зоряна величина М визначає яскравість, яку мала б зоря на стандартній відстані 10 пк

Світність зорі визначає потужність випромінювання зорі

За одиницю світності береться потужність випромінювання Сонця 4 · 1026Вт

Приблизно на такій відстані (11 пк, або 36 св. років) від нас розташована зоря Арктур, що має видиму зоряну величину, яка майже 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 m, то абсолютну зоряну величину М можна визначити за допомогою такої формули:

M = m + 5-51gr (1.7)

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

Яскрава зоря Південної півкулі RS Корми

Світність L деяких зір

Зоря

L

Сонце

1

Денеб

90 000

Рігель

70 000

Бетельгейзе

25 000

Полярна

17 600

Зоря

L

Капелла

150

Арктур

102

Вега

54

Сіріус

23

Альтаїр

10

Радіус зір. Для визначення радіуса зорі не можна використати геометричний метод, адже зорі розташовуються настільки далеко від Землі, що навіть у великі телескопи до недавнього часу неможливо було виміряти їхні кутові розміри — усі зорі мають вигляд однакових світлих точок.

Для визначення радіуса зір астрономи використовують закон Стефана-Больцмана:

Q = σ · T4, (1.9)

де Q — енергія, що випромінює одиниця поверхні зорі за одиницю часу; σ — стала Стефана-Больцмана; Т4— абсолютна температура поверхні зорі.

Енергія, яку випромінює вся зоря з радіусом R, визначається загальною площею її поверхні, тобто:

E = 4πR2 • Q = 4πR2 • σ • T4 (1.10)

З іншого боку, таке саме співвідношення ми можемо записати для енергії, яку випромінює Сонце:

Отже, з рівнянь (1.10), (1.11) можна визначити невідомий радіус зорі, якщо відомі R і температура Т Сонця:

де L — світність зорі в одиницях світності Сонця.

Виявляється, що існують зорі, які мають радіус у сотні разів більший за радіус Сонця, і зорі, що мають радіус менший, ніж радіус Землі.

Сонце за фізичними параметрами належить до середніх зір — воно має середню температуру, середню світність і т. ін. За статистикою, серед великої кількості різноманітних тіл найбільше таких, які мають середні параметри.

Білі карлики — зорі, що мають радіус у сотні разів менший від сонячного і густину в мільйони разів більшу за щільність води

Червоні карлики — зорі з масою, меншою, ніж сонячна, але більшою, ніж у Юпітера. Температура і світність цих зір залишаються сталими протягом десятків мільярдів років

Червоні гіганти — зорі, що мають температуру 3000—4000 К і радіус у десятки разів більший, ніж сонячний. Маса цих зір не набагато більша за масу Сонця. Такі зорі не перебувають у стані рівноваги

Астрономи вирішили перевірити, чи багато в космосі таких зір, як наше Сонце. З цією метою Е. Герцшпрунг і Г. Рассел запропонували діаграму, на якій можна позначити місце кожної зорі, якщо відомі її температура і світність. Її названо діаграмою спектр—світність, або діаграмою Герцшпрунга—Рассела. Вона має вигляд графіка, на якому по осі абсцис відзначають спектральний клас, або температуру зорі, а по осі ординат — світність (рис. 1.13).

Рис. 1.13. Діаграма Герцшпрунга-Рассела. По осі абсцис позначена температура зір, по осі ординат — світність. Сонце має температуру 5780 K і світність 1. Холодніші зорі на діаграмі розташовані праворуч (червоного кольору), а більш гарячі — ліворуч (синього кольору). Зорі, що випромінюють більше енергії, розташовані вище Сонця, а зорі-карлики — нижче. Більшість зір, до яких належить і Сонце, розташовані у вузькій смузі, яку називають головною послідовністю зір

Якщо Сонце — середня зоря, то на діаграмі має бути скупчення точок поблизу того місця, яке займає Сонце. Тобто більшість зір мають бути жовтого кольору з такою самою світністю, як і Сонце. Яке ж було здивування астрономів, коли виявилося, що в 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 належать Сонце і Сіріус. Суттєва різниця в 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 O та B у кілька разів масивніші за Сонце, а червоні карлики (рис. 1.14) мають масу в десятки разів меншу, ніж сонячна.

Рис. 1.14. Червоний карлик

Окремо від головної послідовності на діаграмі розташовуються білі карлики (ліворуч унизу) та червоні надгіганти (праворуч уверху), які мають приблизно однакову масу, але значно відрізняються за розмірами (рис. 1.15). Гіганти спектрального класу М мають майже таку саму масу, як білі карлики (рис. 1.16) спектрального класу В, тому суттєво відрізняється середня густина цих зір. Наприклад, радіус червоного гіганта Бетельгейзе у 400 разів більший, ніж радіус Сонця, але маса цих зір майже однакова, тому червоні гіганти спектрального класу М мають середню густину в 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 31 • 0,6 г/см3, тобто наперсток речовини білого карлика важив би на Землі 10 000 Н. Ще більшу густину мають нейтронні зорі та чорні діри.

Рис. 1.15. Порівняльні розміри Сонця і червоного гіганта

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 G (Капелла, α Кентавра та ін.), але немає зір, які були б точно такі, як Сонце. Напевно, протягом еволюції зорі змінюють свої фізичні параметри, тому малоймовірно, що ми зможемо відшукати в космосі ще одну зорю, яка зародилася одночасно з нашим Сонцем, маючи тотожні початкові параметри. У діаграмі спектр-світність захована таємниця еволюції зір: деякі зорі тільки-но народилися, інші мають середній вік, і, крім того, багато зір закінчують своє існування грандіозними спалахами.

Рис. 1.16. Білий карлик

Дізнайтеся більше про зорі-надгіганти.

Контрольні запитання

  • 1. За яким принципом проводять спектральну класифікацію зір?
  • 2. Яка залежність існує між світністю зорі та її абсолютною зоряною величиною?
  • 3. У скільки разів відрізняються світності двох зір, однакових за кольором, якщо радіус однієї з них більший у 20 разів?

Завдання для спостереження

Визначте радіус однієї з яскравих зір, яку видно ввечері у ваш день народження. Який вигляд мала б ця зоря на нашому небі, якби вона світила на місці Сонця?