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

2. Звичайні зорі. Подвійні зорі. Фізично-змінні зорі. Планетні системи інших зір

Протягом свого тривалого життя кожна зоря може як збільшувати, так і зменшувати всі свої основні параметри — температуру, світність та радіус. Зорі на головній послідовності перебувають у стані гравітаційної рівноваги, коли зовнішні шари за рахунок гравітації тиснуть до центра, у той час як тиск нагрітих газів діє в протилежному напрямку — від центра (рис. 2.1).

Рис. 2.1. Зоря в стані рівноваги: зовнішні сили гравітації врівноважені силами газового тиску

Зоря в стані гравітаційної рівноваги не змінює своїх параметрів, адже інтенсивне випромінювання енергії з поверхні компенсується джерелом енергії в надрах — термоядерними реакціями. Такий процес триває доти, доки половина Гідрогену в ядрі не перетвориться на Гелій, і тоді інтенсивність термоядерних реакцій може зменшитися. Тривалість такої стаціонарної фази в житті зорі, коли її параметри довгий час залишаються сталими, залежить від її маси. Розрахунки показують, що такі зорі, як Сонце, у стані рівноваги світять не менше, ніж 10 млрд років. Більш масивні зорі спектральних класів O, B, у надрах яких термоядерні реакції протікають інтенсивніше, у рівновазі світять 100 млн років, а найдовше «мерехтять» маленькі червоні карлики — їхній вік може перевершувати 1011років.

Зоряне скупчення, зафіксоване телескопом «Габбл»

Подвійні зорі — системи, які складаються з двох зір, що описують замкнені орбіти навколо спільного центра мас під дією взаємного тяжіння. Інколи трапляються системи з трьох і більше зір; у такому випадку систему називають кратною зорею.

Іноді буває, що дві фізично не пов'язані між собою зорі випадково проектуються на небосхилі поряд. Такі зорі називають оптично подвійними — на противагу «справжнім», фізично подвійним. Класичним прикладом таких зір є Алькор і Міцар у сузір'ї Великої Ведмедиці. Обидві зорі подвійної системи обертаються по еліптичних орбітах навколо спільного центру мас цих зір. Якщо відстань між компонентами дуже велика, орбітальний період може вимірюватися роками, іноді століттями. Для тісних систем їх орбітальний період може становити лише кілька годин. Якщо досить масивні зорі обертаються на близькій відстані одна від одної, то це призводить до того, що зрештою дві зорі зіллються в одну (рис. 2.2).

Рис. 2.2. Подвійні зорі. Взаємне тяжіння та подальше злиття

Змінні зорі — зорі, у яких спостерігають зміни блиску хоча б в одному спектральному діапазоні.

Змінні зорі типу Алголь (відома подвійна зоря β Персея) — фотометричні подвійні, в яких у проміжках між затемненнями блиск є сталим або ж змінюється в малих межах. Змінні зорі називають фізично-змінними, якщо зміни блиску зумовлені процесами, що відбуваються в самій зорі або на її поверхні, і оптичними у випадку, якщо блиск зорі змінюється внаслідок дії зовнішніх щодо неї причин, наприклад під час періодичних затемнень іншою зорею.

Рис. 2.3. Цефеїда

Перші дев'ять змінних зір у кожному із сузір'їв позначають літерами латинського алфавіту від R до Z і додають назву сузір'я, наприклад Т Тельця. Зорі, відкриті пізніше, позначають двома літерами того самого алфавіту (від RR до QZ). За такою схемою позначають 334 зорі в кожному сузір'ї. Наступні відкриті змінні зорі позначають літерою V і додають номер та назву сузір'я, наприклад V335 Лебедя (рис. 2.4).

Рис. 2.4. Розташування деяких типів змінних зір на діаграмі Герцшпрунга-Рассела

За особливостями змін блиску і причинами, що зумовлюють їх, змінні зорі поділяють на шість головних класів: еруптивні; пульсуючі; змінні зорі, що обертаються; спалахуючі й новоподібні; тісні подвійні затемнювані системи; джерела сильного змінного рентгенівського випромінювання. У кожному з цих класів є об'єкти різної природи, що належать до різних типів змінності блиску. Водночас одні й ті самі об'єкти можуть змінювати блиск майже з усіх можливих причин або з будь-яких їхніх комбінацій, що дає підстави для віднесення їх одразу до кількох класів. Окрім того, є унікальні об'єкти, що не вкладаються у зазначені рамки класифікації.

Цефеїди — великий клас пульсуючих змінних зір, зміни блиску яких зумовлюють їхнє розташування у смузі нестабільності на діаграмі Герцшпрунга-Рассела

Окремі типи змінних зір називають за зорею-прототипом. Змінні зорі типу δ Цефея називаються цефеїдами (рис. 2.3), зорі типу RR Ліри — ліридами, зорі типу W Діви — віргінідами. Тривалий час усі ці групи об'єднували під назвою цефеїди. Проте і раніше їх поділяли на довгоперіодичні (або класичні цефеїди, прототип — зоря δ Цефея) і короткоперіодичні (прототип — зоря RR Ліри). Виділення окремих типів — лірид і віргінід — супроводжувалося змінами в наукових уявленнях щодо масштабів галактики і галактичного світу в цілому.

Загальноприйнятою теорією, що пояснює зміни, які відбуваються в цефеїдах, є теорія пульсацій. Відповідно до цієї теорії цефеїди — це пульсуючі гігантські газові кулі, які в момент максимуму блиску мають найменший об'єм і найвищу температуру. Потім відбувається розширення зорі, причому її температура знижується. Досягнувши найбільшого розширення, зовнішні шари під дією сил притягання починають падати вниз, «проскакують» через середнє положення рівноваги і знову стискаються. Цикл починається спочатку.

Період пульсацій цефеїд залежить від маси та радіуса зорі, наприклад δ Цефея пульсує з періодом 5,4 доби.

Види цефеїд

Цефеїди аномальні

Зорі типу BL Волопаса з аномальними для своєї світності періодами пульсацій

Цефеїди довгоперіодичні

Зорі з періодами пульсацій понад одну добу

Цефеїди карликові

Пульсуючі змінні зорі з періодами пульсацій 1-6 год

Цефеїди класичні

Пульсуючі змінні зорі високої світності, які мають стабільні криві блиску

Цефеїди коротко-періодичні

Зорі типу RR Ліри, зміни блиску яких перебувають в межах від 12 до 35 діб

Цефеїди сферичної складової

Пульсуючі змінні зорі, які мають стійкі криві блиску з періодами пульсації від 1 до 30 діб

Планетні системи інших зір. Найбільш відому на сьогодні планетну систему (не враховуючи Сонячну систему) має зоря HD 10 180 (рис. 2.5). Навколо неї обертаються сім планет, зоря віддалена від нас на відстань 127 св. років і розташовується у сузір'ї Південної Гідри. Достовірно відомо про п'ять планет, а для доведення присутності ще двох планет потрібні додаткові спостереження.

Рис. 2.5. Художнє уявлення планетної системи HD 10 180

Наша планетна система — це чотири кам'янисті планети (одна з них Земля) у внутрішній частині Сонячної системи і чотири газові планети у зовнішній.

А як відкривають нові планети або планетні системи? Як відомо, за межами Сонячної системи відкрито вже чимало екзопланет (такий термін вживають щодо планет, які не належать до складу Сонячної системи). Ці планети обертаються навколо зір, які розташовані від нас на різній відстані.

Першу екзопланету було відкрито в Женевській обсерваторії у 1995 р. У наш час астрономами відкрито понад 800 екзопланет. Існують такі методи пошуку екзопланет: астрометричний, метод перехідної фотометрії, спектрометричне визначення радіальної швидкості зорі, гравітаційне мікролінзування.

Головний напрямок пошуку екзопланет — це пошук планет земного типу. На вирішення цієї задачі спрямовані різні космічні проекти. Серед відомих можна назвати проекти KEPLER (NASA) — космічний телескоп Шмідта, здатний одночасно відслідковувати 100 тис. зір; COROT (ESA) спеціалізований 30-см космічний телескоп, здатний відкривати планети земного типу. Сучасні астрономи вважають, що відкриття подібних до Землі планет є актуальним науковим питанням, вирішення якого може бути досягнуто в недалекому майбутньому.

Рис. 2.6. Комп'ютерна модель Сонячної системи

Дізнайтеся про інопланетну систему Глізе 581.

Контрольні запитання

  • 1. Від чого залежить період гравітаційної рівноваги зорі?
  • 2. Які бувають типи змінних зір?
  • 3. До якого класу змінних зір належать цефеїди?
  • 4. Знайдіть в мережі Інтернет інформацію про один із методів пошуку екзопланет. Підготуйте стисле повідомлення.

Тема для дискусії

Як на вашу думку, чи зможе вижити в Сонячній системі наша цивілізація, якщо Сонце в майбутньому перетвориться на червоного гіганта?