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

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:

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 · 10 26 Вт

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 ≈ + 5 m .

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:

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 · 10 26 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

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:

де Q — енергія, що випромінює одиниця поверхні зорі за одиницю часу; σ — стала Стефана-Больцмана; Т 4 — абсолютна температура поверхні зорі.

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

E = 4πR 2 • Q = 4πR 2 • σ • T 4 (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/см 3 , 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?

§ 24. ПОДВІЙНІ ЗОРІ. МАСА ЗІР. ПЛАНЕТНІ СИСТЕМИ ІНШИХ ЗІР

1. Типи подвійних зір. Спостереження показують, що багато зір у Всесвіті утворюють пари або є членами складних систем. Подвійними зорями називають близько розташовані пари зір. Розрізняють оптично- й фізично-подвійні зорі. Оптично-подвійні зорі (пари) складаються з досить віддалених одна від одної у просторі зір, які випадково проектуються на небесну сферу за променем зору. Фізично-подвійні зорі є системами близько розташованих у просторі зір, зв’язаних силами тяжіння, що обертаються біля загального центра мас.

Зорі фізично-подвійних пар часто мають різні кольори. Так, Антарес – дуже яскрава червона зоря в сузір’ї Скорпіона – має слабкий зелений (при спостереженні в телескоп) супутник.

Перша, відома ще в давні часи зоряна пара – Міцар (Кінь) і Алькор (Вершник). Міцар – середня зоря ручки ковша сузір’я Великої Ведмедиці, що має видиму зоряну величину 2,2 m . На кутових відстанях 12′ від неї розміщена слабка зоря Алькор, зоряна величина якої 4,0 m . Зоряна пара Міцар і Алькор – приклад оптично-подвійної зорі. Навіть у шкільний телескоп добре видно: Міцар складається з двох дуже близьких зір, які не можна розрізнити неозброєним оком.

Компоненти зоряної пари Міцар А і Міцар В розміщені один від одного на відстані 14” і мають зоряні величини 2,4 m і 4,0 m відповідно. Зоряна пара Міцар – приклад фізично-подвійної зорі.

Фізично-подвійні зорі, залежно від способу їх спостережень, діляться на візуально-подвійні зорі (їхні компоненти можна побачити за допомогою телескопа візуально або сфотографувати), затемнювано-подвійні зорі (їхні компоненти періодично затуляють один одного від спостерігача), спектрально-подвійні зорі (подвійність проявляється в періодичних зсувах або роздвоєннях ліній їхніх спектрів), астрометрично-подвійні зорі (одну зорю, яка впливає на правильний рух сусідньої, не видно).

Перший список подвійних зір склав у 1803 р. англійський астроном Вільям Гершель. Цей перелік містив кілька сотень об’єктів.

Періоди обертання компонентів у візуально-подвійних системах мають від кількох років до кількох тисяч років.

Подвійні зорі є окремим випадком кратних зір, що складаються іноді з кількох компонентів. Існують зорі потрійні і навіть більш високої кратності. До кратних зір прийнято зараховувати зорі, що мають менше ніж 10 компонентів. Системи з більшим числом зір називають зоряними скупченнями. Подвійність і кратність у зоряному світі – широко розповсюджене явище.

2. Затемнювано-подвійні зорі. Затемнювано-подвійні, або затемнювано-змінні, зорі є тісними парами, що обертаються з періодом від кількох годин до кількох років по орбітах, більша піввісь яких порівнянна із самими зорями. Через ці причини ми не можемо побачити окремо їхні компоненти, тому що кутова відстань між зорями дуже мала. Судити про подвійність системи можна лише за періодичним коливанням блиску.

Якщо промінь зору під час спостереження таких зір і площини їхніх орбіт практично збігаються, то в таких зір виявляється явище затемнень, коли один з компонентів проходить попереду або позаду другого відносно спостерігача. Цю ситуацію пояснює малюнок 5.5, на якому зображено криву зміни блиску m затемнювано-подвійної зорі, пов’язаної з періодичними затемненнями одного компонента іншим. Значення блиску на графіку належать до відповідних положень одного з компонентів зорі на орбіті. Різницю зоряних величин у мінімумі й максимумі блиску називають амплітудою, а інтервал часу між двома послідовними найменшими мінімумами – періодом змінності.

Мал. 5.5. Зміна блиску затемнювано-подвійної зорі

Типовим прикладом затемнювано-змінної зорі є зоря β Персея (Алголь), що постійно затемнюється на 9,6 години з періодом 2,867 доби. Падіння блиску в мінімумі в цієї зорі становить 2,3 m .

3. Спектрально-подвійні зорі. Зорі, подвійність яких установлюється лише на підставі спектральних спостережень, називають спектрально-подвійними .

Припустимо, що спостерігач перебуває у площині орбіти подвійної системи, що складається з більш масивної і яскравої зорі А та менш масивної і яскравої зорі В. Кожний з компонентів – А і В, обертаючись навколо центра мас системи, то наближається до спостерігача, то віддаляється від нього. Унаслідок ефекта Доплера в першому випадку лінії у спектрі зорі будуть зміщені до фіолетової області спектра, у другому – до червоної, причому період цих зміщень дорівнює періоду обертання.

Постійне вдосконалення методики визначення зміщення спектральних ліній дало змогу в 1995 р. виявити в зорі 51 у сузір’ї Пегаса супутник масою в половину маси Юпітера. На цей час методом променевих швидкостей у понад 300 зір виявлено планетні системи. Вони одержали назву – екзопланети.

Екзопланета (від грец. εξω – «поза», «зовні»), або позасонячна планета, — планета, що обертається навколо зорі, тобто за межами нашої Сонячної системи.

Планети надзвичайно малі й тьмяні порівняно із зорями, а самі зорі перебувають украй далеко від Сонця (найближча – на відстані 4,22 св. року). Першим намагався розглянути в телескоп планети біля інших зір голландський математик й астроном Крістіан Гюйгенс ще в XVII ст. Однак він нічого не зміг побачити, оскільки ці об’єкти не видно навіть у потужні сучасні телескопи.

У грудні 1995 р. астрономи Мішель Майор і Дідьє Келос із Женевського університету, проводячи спостереження в обсерваторії Верхнього Провансу у Франції, уперше зафіксували екзопланету. За допомогою надточного спектрометра вони виявили, що зоря 51 у сузір’ї Пегаса «погойдується» з періодом ледве більше за чотири земні доби. (Планета, обертаючись навколо зорі, розгойдує її своїм гравітаційним впливом, у результаті чого за допомогою ефекта Доплера можна спостерігати зсув спектра зорі.) Незабаром це відкриття підтвердили й американські астрономи Джеффрі Марсі й Пол Батлер. Відкриття в 1995 р. планети, розташованої біля зорі 51 у сузір’ї Пегаса, дало початок зовсім новій галузі астрономії – вивченню позасонячних планет (екзопланет). До цього планети були відомі тільки в однієї зорі – нашого Сонця. Для пошуку планет за межами Сонячної системи астрономи за останнє десятиліття обстежили понад 3000 зір, біля деяких зір знайдено по 2, 3 і навіть 4, 5 планет. Більшість з них виявлено з використанням різних непрямих методик виявлення, а не візуального спостереження як з поверхні Землі, так і з космічних обсерваторій.

4. Астрометрично-подвійні зорі. Трапляються такі тісні зоряні пари, коли одна із зір або дуже мала за розмірами, або має малу світність. У цьому випадку таку зорю розглянути не вдається, але виявити подвійність можна. Яскравий компонент буде періодично відхилятися від прямолінійної траєкторії то в один, то в інший бік, начебто по прямій рухається центр мас системи. Такі збурювання пропорційні масі супутника.

Дослідження однієї з найближчих до нас зір Росс 614 (її блиск 11,4 m і паралакс 0,25″) показали, що амплітуда відхилень зорі від очікуваного напрямку сягає 0,36″. Період обертання зорі відносно центра мас дорівнює 16,5 року.

На сьогодні відомо понад 5000 затемнювано-змінних зір різних типів.

5. Маса зір. Тривалі спостереження візуально-подвійних зір переконали астрономів, що відносний видимий рух компонентів відбувається по еліпсу й задовольняє закон площин. Із цього випливає, що в подвійних системах обертання зір відбуваються відповідно до законів Кеплера та підкоряються закону всесвітнього тяжіння Ньютона.

За даними спостережень подвійних зір отримано оцінки мас для зір різних типів. Аналіз цих даних привів до таких результатів.

1. Маси зір – у межах від 0,03 до 60 мас Сонця. Найбільша кількість зір має від 0,4 до 3 мас Сонця.

2. Існуюча залежність між масами зір та їхньою світністю дає змогу оцінювати маси одиноких зір за їхніми світностями. В інтервалі мас 0,5M_ʘ ≤ Μ ≤ 10Μ_ʘ світність зорі пропорційна четвертому степеню її маси L ~ М4. При Μ > 10Μ_ʘ показник степеня дорівнює 2, тобто L ~M 2 .

3. Маса зорі в момент її формування є найважливішим параметром, що визначає її наступну еволюцію.

4. Радіуси зір мають досить широкі межі, тому середня густина зір коливається від 5 • 10 -2 до 3 • 10 8 кг/м 3 (порівняйте із Сонцем – 1400 кг/м 3 ).

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

• 1. Які зорі називають подвійними? Як їх класифікують?
• 2. Що таке амплітуда й період змінності затемнювано-змінних зір?
• 3. Поясніть, чому відбувається зміщення ліній у спектрах спектрально-змінних зір.
• 4. Чим можна пояснити зміну блиску деяких подвійних зір?
• 5. Хто перший встановив, що подвійні зорі – це системи, компоненти яких зв’язані між собою тяжінням і рухаються за законами Кеплера?
• 6. Перелічіть види подвійних зір, які ви знаєте.
• 7. Які зорі існують довше – з малою чи великою масою?
• 8. Чому в системі з двох зір одна з них світить іноді зовсім незвичайним для одиноких зір кольором: зеленим, синім або блакитним?
• 9. У яких подвійних зір складові їхнього компонента помітні навіть неозброєним оком?