АСТРОНОМІЯ - М. В. Головко 2018

Частина 2. Основи астрономії

Розділ ІІ. Елементи астрофізики

ТЕМА 2.2. ФІЗИКА ЗІР І МІЖЗОРЯНОГО СЕРЕДОВИЩА

§ 19. ЗОРІ ТА ЇХ КЛАСИФІКАЦІЯ

Астрономії знадобилось багато часу, щоб з'ясувати роль зір у житті людини. Ця роль виявилася значно глибшою, ніж передбачали наші пращури.

1. Фізичні параметри зір.

Головні параметри зір - маса M, радіус R і світність L. Світність - це повна кількість енергії, яку випромінює зоря у простір з усієї своєї поверхні за одиницю часу. Світність залежить від температури на поверхні зорі та її радіуса:

Числові значення маси, радіуса й світності зір прийнято виражати в одиницях маси, радіуса й світності Сонця. Світність зорі пов'язана з її абсолютною зоряною величиною співзал ежністю:

де L — світність в одиницях світності Сонця. Маси відомих зір лежать у межах від 0,01-0,03 до 60-70 сонячних мас. Імовірно існують зорі, маса яких становить 100 чи навіть 200 мас Сонця. Важливим є те, що маса зорі визначає всі інші її параметри - від температури в надрах і на поверхні до тривалості існування. І як зоря завершить своє життя, також визначає маса.

Рис. 19.1. Відмінність зір у розмірах: Сонце й карлики (а); Сонце й гіганти (б)

У своїх розмірах зорі демонструють значно більше розмаїття: від 10 км до кількох тисяч радіусів Сонця. Наприклад, зоря Бетельгейзе, опинившись на місці Сонця, поглинула б собою частину Сонячної системи разом з планетою Марс. Зате нейтронних зір помістилося б на території, наприклад, Києва до трьох десятків.

Ще більшу розбіжність мають світності зір. Для нормальних зір вони лежать у межах від 10 до 10 світностей Сонця. Наприклад, світність найближчої до нас зорі Проксима Кентавра (червоний карлик) становить 0,000056 світності Сонця. І водночас одна із зір в сузір'ї Киля (блакитний надгігант) світить, як мільйон наших Сонць разом узятих.^-56

За фізичними властивостями речовини в надрах всі відомі зорі поділяють на три основні групи: нормальні зорі, білі карлики й нейтронні зорі. Водночас нормальні зорі можуть бути й червоними карликами, й такими, як наше Сонце, і блакитними гігантами й надгігантами.

До нормальних належить абсолютна більшість усіх спостережуваних зір у Всесвіті. їх речовина - це іонізований газ (плазма), який можна описати законами ідеального газу. Його тиск тим більший, що вища його температура й менший об'єм, в якому він зосереджений. Знаючи фізичні закони, яким підкоряється ідеальний газ, астрономи розраховують густину, тиск і температуру в надрах зір, що важливо для розуміння їхньої будови. Середня густина нормальних зір порівняна з густиною води. Наприклад, для Сонця вона становить 1,4 г/см.³

Натомість білі карлики і ядра деяких червоних гігантів та надгігантів мають таку велику густину газу, що він перебуває у «виродженому» стані. За такого стану ядра атомів в одиниці об'єму запаковані набагато щільніше, ніж у звичайному газі, а тиск газу не залежить від його температури. Тобто він є високим, навіть якщо температура газу спадає до нуля. Середня густина білих карликів набагато вища за густину нормальних зір - у середньому 10 г/см, а їхні розміри значно менші розмірів Сонця й порівняні з розмірами Землі.⁶³

Речовина нейтронних зір складається переважно з електрично нейтральних елементарних частинок - нейтронів, які разом з протонами входять до складу атомних ядер. Нейтронні зорі мають розміри 9-10 км, а їхні значення густин порівняні з густиною атомного ядра і більші за 10 г/см3 (10 т/см).¹²⁶³

2. Спектри і спектральні параметри зір.

Зоряні спектри почали досліджувати на початку ХІХ ст. Застосування фотографії (з другої половини ХІХ ст.) дозволило отримувати на фотопла- тівках сотні зоряних спектрів за одну експозицію. До початку ХХ ст. їх було отримано кілька сотень тисяч. Саме тоді в Гарвардській обсерваторії в США було розроблено докладну класифікацію зоряних спектрів.

Спектри зір, так само як і спектр Сонця,- це спектри поглинання, де на тлі неперервного спектра є багато темних ліній. З огляду на це, всі спектри було розміщено в ряд, у якому два сусідніх спектра були мало відмінні між собою, але на кінцях ряду вони були несхожими. Потім цей ряд поділили на сім окремих класів і кожний з них позначили літерою в послідовності: О—В—A—F—G—K—M. Такий поділ спектрів на класи з невеликими змінами й доповненнями використовують дотепер і називають гарвардською класифікацією зоряних спектрів.

Рис. 19.2. Типи зоряних спектрів

Колір зір (фактично їхніх поверхонь) залежить від температури. Цей зв'язок не випадковий. Вивчаючи спектри з метою спектральної класифікації, астрономи, головно, беруть до уваги параметри спектральних ліній. Але й неперервні спектри, на тлі яких спостерігають ці лінії, з переходом від класу до класу теж змінюються. У гарячих зір класів О та В підсилена синя частина спектра й послаблена

червона. Це означає, що поверхня зорі випромінює багато блакитних і синіх променів, і тому таку зорю ми бачимо блакитною. Зорі класів F і G найбільше випромінюють у жовтих променях і здаються нам жовтими. А зорі класу М випромінюють переважно в червоних променях, тому ми бачимо їх червоними.

Отже, зовнішній вигляд спектра зорі визначає температура її поверхні, тому послідовність спектральних класів Гарвардської класифікації своєю суттю є температурною послідовністю: вона відображує хід температур зоряних фотосфер. Додаткові класи R, N і S, які запровадили пізніше, відображують ще й особливості хімічного складу червоних зір-гігантів.

Дуже багато зір у Всесвіті належить до цієї послідовності. Послідовність неперервна, тобто з переходом від одного класу до іншого параметри зір плавно змінюються.

З появою інфрачервоних приймачів, винесених в космос, в кінці ХХ ст. було відкрито холодні об'єкти з температурами поверхонь нижче 2000 К. Це - коричневі карлики, які випромінюють переважно в інфрачервоному діапазоні. Ці тіла вважають проміжною ланкою між планетами й нормальними зорями. Для них довелося ввести ще кілька спектральних класів - L, T, Y. До класу L відносять об'єкти з температурами поверхні від 1300 до 2000 К. Серед них не лише коричневі карлики, але й найбільш тьмяні червоні карлики, які раніше відносили до М-класу. Клас Т містить тільки коричневі карлики, атмосфери яких нагріті від 700 до 1300 K. А клас Y - це коричневі субкарлики зі ще нижчою температурою.

3. Діаграма спектр - світність.

На початку ХХ ст. данський астроном Е. Герцшпрунг і дещо пізніше аме- рикансьий астрофізик Г. Рассел виявили залежність між виглядом спектра і світністю зір. Вони ілюстрували її графіком, на якому вздовж однієї осі відкладають світність зорі (абсолютну зоряну величину), а вздовж другої - спектральний клас (температуру). Так з'явилася діаграма, що показує зв'язок двох зоряних параметрів - спектрального класу (температури) і світності (абсолютної зоряної величини). її називають діаграмою спектр-світність або (на честь обох учених) діаграмою Герцшпрунга - Рассела (Г - Р).

Фізичні параметри та стадія еволюції зорі визначають її положення в тій чи іншій точці діаграми Г - Р. Зорі головної послідовності - це зорі, які перебувають в найстабільнішій фазі свого життя, коли в їхніх ядрах відбувається синтез атомів гелію з атомів водню. Ця фаза становить майже 90 % тривалості життя будь-якої зорі. Саме тому більшість зір належить до головної послідовності. Ще 10 % тривалості свого життя зоря, залежно від своєї маси, проводить у зоні надгігантів, гігантів чи субгігантів, доки в її ядрі йдуть реакції горіння гелію, а також ядерні реакції з участю важчих хімічних елементів. Далі, скидаючи оболонку, зоря перетворюється в білий карлик і переміщується в зону білих карликів. Щоправда, це стосується зір з масою

не більшою 6 сонячних мас. Масивніші зорі, переживаючи гравітаційний колапс, або вибухають як Наднові, або перетворюються в чорні діри. Отак діаграма Г - Р унаочнює еволюційний шлях зір, протягом якого вони повсякчас змінюються, й іноді дуже суттєво.

Рис. 19.3. Діаграма спектр — світність

Поза головною послідовністю праворуч угорі на діаграмі Г - Р розміщена зона червоних гігантів і надгігантів. Це холодні зорі (приблизно 3000 К), що мають набагато більші світності, ніж зорі з такою ж температурою на головній послідовності. Пояснення цієї розбіжності просте: такі зорі мають більші світності через більші розміри. Аналогічно, відмінністю в розмірах можна пояснити значно меншу, ніж у зір головної послідовності, світність групи гарячих білих зір, що є в лівому нижньому куті на тій же діаграмі. Це - білі карлики, дуже щільні й компактні зорі розмірами в десятки чи то й сотні разів менші за Сонце.

4. Відстані до зір.

Найуживанішим методом визначення відстаней до далеких об'єктів на поверхні Землі є метод тріангуляції. Його суть: з двох кінців відрізка відомої довжини - базиса - вимірюють напрямки на об'єкт, а потім розрахувують розміри трикутника, утвореного кінцями відрізка й віддаленим об'єктом. Видиме зміщення об'єкта на тлі ще віддаленіших об'єктів називають паралаксом. У такий же спосіб можна вимірювати й відстані до зір. Першим запропонував метод паралаксів для визначення відстаней до небесних об'єктів М. Коперник, що було прямим наслідком його геліоцентричної системи (ч. 3, § 10, п. 2).

Але відстані в космосі такі великі, що до середини XIX ст. виміряти паралакси у зір не вдавалося (ч. 1, § 3, п. 2). Навіть в найближчих із них паралакси надзвичайно малі (менші за 1"), і для їх вимірів потрібні дуже точні інструменти. Вимірювання річних паралаксів - найточніший метод визначення відстаней, тому він є основою шкали відстаней в астрономії.

Методом паралаксів визначають відстані до відносно близьких від Землі небесних об'єктів. Для віддаленіших вдаються до інших методів. Один із таких - метод спектральних паралаксів, у якому особливості спектрів зір використовують для визначення їхніх абсолютних зоряних величин. Приймаючи, що зорі з однаковими спектрами мають однакові абсолютні зоряні величини і знаючи для тих самих зір зі спостережень ще й видимі зоряні величини, за відомими формулами обчислюють до них відстані.

Таким чином метод спектральних паралаксів дає змогу визначати відстані до зір, тригонометричні паралакси яких виміряти неможливо.

ТИПОВА ЗАДАЧА

• Знайдіть світність L зорі ε Еридана для якої m = 3,81, а π = 0,303".

Розв'язання: Спершу за формулоюМ = m + 5 + 51gp знайдемо абсолютну зоряну величину зорі М. Далі з формули (20.2) знайдемо L = 0,27. НАВЧАЛЬНЕ ЗАВДАННЯ

• Поясніть, що розуміють під світністю зорі. Які фізичні характеристи зорі її визначають?

ВИСНОВКИ

Головними характеристиками зір є їхні маса, радіус і світність. За фізичними властивостями речовини в надрах всі відомі зорі поділяють на три основні групи: нормальні зорі, білі карлики й нейтронні зорі. Діаграма спектр-світність показує зв'язок двох зоряних параметрів - спектрального класу (температури) і світності (абсолютної зоряної величини).