Загальні відомості про зірки і вивчення зірок

ЗАГАЛЬНІ ВІДОМОСТІ ПРО ЗІРКИ І ВИВЧЕННЯ ЗІРОК Зірки, самосвітні небесні тіла, що складаються з розпечених газів, за своєю природою схожі з Сонцем. Сонце здається незрівнянно більше зірки лише завдяки близькості його до Землі: від Сонця до Землі світло йде 81 / 3 хв, а від найближчої зірки (Центавра - 4 роки 3 міс. Через великі відстані від Землі зірки і у телескоп видно як точки, а не як диски (на відміну від планет).

Число зірок, видимих неозброєним оком на обох півкулях небесної сфери в безмісячну ніч, становить близько 5 тис. У потужні телескопи видно мільярди зірок. Вивчення зірок було викликане потребами матеріального життя суспільства (необхідність орієнтування при подорожах, створення календаря, визначення точного часу). Вже в глибокій старовині зоряне небо було поділене на сузір'я. Довгий час зірки вважалися нерухомими точками, по відношенню до яких спостерігався рух планет

і комет. З часів Аристотеля (IV ст. до н. е ) Протягом багатьох століть панували погляди, згідно з якими зоряне небо вважалося вічною і незмінною кришталевою сферою, за межами якої знаходилося житло богів. В кінці 16 ст. італійський астроном Джордано Бруно вчив, що зірки - це далекі тіла, подібні до нашого Сонця. У 1596 німецьким астрономом І. Фабріціусом була відкрита перша змінна зірка, а в 1650 італійських вченим Дж. Річчолі - перша подвійна зірка.

У 1718 англійський астроном Е. Галлей виявив власні рухи трьох зірок. У середині і в 2-й половині 18 ст. російський учений М. В. Ломоносов, німецький учений І. Кант, англійські астрономи Т. Райт і В. Гершель та інші висловлювали правильні ідеї про ту зоряну систему, в яку входить Сонце. У 1835-39 російський астроном

В. Я. Струве, німецький астроном Ф. Бесселя і англійський астроном Т. Гендерсон вперше визначили відстані до трьох близьких зірок. У 60-х рр 19 в. для вивчення зірок застосували спектроскоп, а в 80-х рр стали користуватися і фотографією. Російський астроном А. А. Білопільський в 1900 експериментально довів для світлових явищ справедливість принципу Допплера, на підставі якого по зміщенню ліній у спектрі небесних світил можна

визначити їх швидкість руху уздовж променя зору. Накопичення спостережень і розвиток фізики розширили уявлення про зорі. На початку 20 ст Особливо після 1920, відбувся переворот у наукових уявленнях про зорі. Їх почали розглядати як фізичні тіла; стали вивчатися структура зірки, умови рівноваги їх речовини, джерела енергії. Цей переворот був пов'язаний з успіхами атомної фізики, які призвели до

кількісної теорії зоряних спектрів, і з досягненнями ядерної фізики, що дали можливість провести аналогічні розрахунки джерел енергії та внутрішньої будови зірки (найбільш важливі результати були отримані німецькими вченими Р. Емденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, англійськими вченими А. Еддінгтоном, Е. Мілном, Дж. Джинсом, американськими вченими Г. Ресселом, Р. Крісті, радянським ученим С. А. Жевакіним).

У середині 20 ст. дослідження зірок придбали ще більшу глибину в зв'язку з розширенням наглядових можливостей і застосуванням електронних обчислювальних машин (американські вчені М. Шварцшильда, А. Сандідж, англійський учений Ф. Хойл, японський вчений С. Хаясі та інші). Великі успіхи були досягнуті також у вивченні процесів переносу енергії в фотосферу зірок (радянські вчені Е. Р. Мустель, В. В. Соболєв, американський учений

С. Чандрасекара) і в дослідженнях структури і динаміки зоряних систем (голландський учений Я. Оорт, радянські вчені П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркін та інші). ПАРАМЕТРИ ЗІРОК Основні характеристики зірки - маса, радіус (не рахуючи зовнішніх прозорих шарів), світність (повна кількість випромінюваної енергії); ці величини часто виражаються в частках маси, радіусу і світності Сонця. Крім основних параметрів, вживаються

їх похідні: ефективна температура; спектральний клас, що характеризує ступінь іонізації і збудження атомів в атмосфері зірки; абсолютна зоряна величина (тобто зоряна величина, яку мала б зоря на стандартній відстані 10 парсек); показник кольору (різниця зоряних величин, визначених у двох різних спектральних областях). Зоряний світ надзвичайно різноманітний. Деякі зірки в мільйони разів більші (за об'ємом) і яскравіші

Сонця (зірки-гіганти); в той же час є безліч зірок, які за розмірами і кількістю випромінюваної ними енергії значно поступаються Сонцю (зірки-карлики). Різноманітні і світності зір, так, світність зірки S Золотої Риби в 400 тис. разів більше світимості Сонця. Зірки бувають розріджені і надзвичайно щільні. Середня щільність ряду гігантських зірок у сотні тисяч

разів менше щільності води, а середня щільність білих карликів, навпаки, в сотні тисяч разів більше щільності води. У деяких типів зірок блиск періодично змінюється; такі зірки називаються змінними зірками. Грандіозні зміни, супроводжувані раптовим збільшенням блиску, відбуваються в нових зірок. При цьому за кілька діб невелика зірка-карлик збільшується, від неї відділяється газова оболонка, яка, продовжуючи розширюватися, розсіюється у просторі.

Потім зірка знову стискається до невеликих розмірів. Ще більші зміни відбуваються під час спалахів наднових зірок. Вивчення спектрів зірок дозволяє визначити хімічний склад їх атмосфер. Зірки, як і Сонце, складаються з тих же хімічних елементів, що і всі тіла на Землі. У зірці переважають водень (близько 70% за вагою)

і гелій (близько 25%); інші елементи (серед них найбільш рясні кисень, азот, залізо, вуглець, неон) зустрічаються майже точно в тому ж співвідношенні, що і на Землі. Для спостережень поки доступні лише зовнішні шари зірки. Проте порівняння даних безпосередніх спостережень з висновками, що випливають із загальних законів фізики, дозволило побудувати теорію внутрішньої будови зірки

і джерел зоряної енергії. Сонце за всіма ознаками є рядовою зіркою. Є всі підстави припускати, що багато зірок, як і Сонце, мають планетні системи. Внаслідок дальності відстані поки що не вдається безпосередньо побачити такі супутники зірок навіть у найпотужніші телескопи. Для їх виявлення необхідні тонкі методи дослідження, ретельні спостереження протягом десятків років і складні розрахунки. У 1938 шведський астроном

Е. Хольмберг запідозрив, а пізніше радянський астроном А. М. Дейч та інші встановили існування невидимих супутників у зірки 61 Лебедя та інших близьких до Сонця зірок. Наша планетна система не є винятковим явищем. На багатьох планетах, що оточують інші зірки, також ймовірне існування життя, і Земля не представляє в цьому відношенні винятку.

Зірки часто розташовані парами, що обертаються навколо загального центру мас; такі зірки називаються подвійними зірками. Зустрічаються також потрійні і кратні системи зірок. Взаємне розташування зірок з плином часу повільно змінюється внаслідок руху в Галактиці. Зірки утворюють в просторі величезні зоряні системи - галактики. До складу нашої Галактики (до якої належить Сонце) входить понад 100 млрд. зірок.

Вивчення будови Галактики показує, що багато зірок групуються у зоряні скупчення, зоряні асоціації та інші утворення. Зірки вивчаються в двох доповнюючих один одного напрямках. Зоряна астрономія, яка розглядає зірки як об'єкти, що характеризуються тими чи іншими особливостями, досліджує рух зірки, розподіл їх у Галактиці і в скупченнях, різні статистичні закономірності.

Предметом вивчення астрофізики є фізичні процеси, що відбуваються в зірках, їх випромінювання, будова, еволюція. МАСА ЗІРКИ Маси можуть бути визначені безпосередньо лише у подвійних зірок на основі вивчення їхніх орбіт. У спектрально-подвійних зірок вимірювання зміщень спектральних ліній внаслідок ефекту Доплера дозволяють визначити період обертання компонентів і проекції максимальної швидкості кожного компонента на промінь зору.

Аналогічні вимірювання можна провести і у деяких візуально-подвійних зірок. Цих даних достатньо для обчислення відношення мас компонентів. Абсолютні значення мас визначаються, якщо система є в той же час і затемнено-подвійною, тобто якщо її орбіту видно з ребра і компоненти зірки поперемінно закривають один одного.

Вивчення мас подвійних зірок показує, що між масами і світності зірок головної послідовності існує статистична залежність. Ця залежність, поширена і на одиночні зірки, дозволяє побічно, визначаючи світності зірок, оцінювати і їх маси. СВІТНІСТЬ ЗІРОК І ВІДСТАНІ ДО НИХ Основний метод визначення відстані до зірки полягає у вимірюванні їЇ видимих зміщень на тлі більш далеких зірок, обумовлених зверненням

Землі навколо Сонця. За зміщення (паралаксу), величина якого обернено пропорційна відстані, обчислюють і саму відстань. Однак такий спосіб вимірювань застосовується лише до найближчих зірок. Знаючи відстань до зірки та її видиму зоряну величину m, можна знайти абсолютну зоряну величину М за формулою: М = m +5-5 lg r, де r - відстань до зірки, виражене в парсеках. Визначивши середні абсолютні зоряні величини для зірки тих чи

інших спектральних класів і зіставивши з ними видимі зоряні величини окремих зірок цих же класів, можна визначити відстані і до віддалених зірок, для яких паралактичні зміщення невідчутні. Абсолютні зоряні величини деяких типів змінних зірок (наприклад, цефеїд) можна встановити за величиною періоду зміни блиску, що також дозволяє визначати відстані до них. Відстані оцінюються також за систематичними компонентами променевих швидкостей

і власних рухів зірок, обумовлених особливостями обертання Галактики і рухом Сонця (разом із Землею) у просторі і залежних, від віддаленості зірки. Щоб виключити вплив власних швидкостей окремих зірок, визначають відстань відразу до великої групи їх (статистичні або групові паралакси). ТЕМПЕРАТУРИ І СПЕКТРАЛЬНІ КЛАСИ ЗІРОК Розподіл енергії в спектрах розпечених тіл неоднаковий: залежно

від температури максимум випромінювання припадає на різні довжини хвиль, змінюється колір сумарного випромінювання. Дослідження цих ефектів у зірки, вивчення розподілу енергії в зоряних спектрах, вимірювання показників кольору дозволяють визначати їх температури. Температури зірок визначають також за відносними інтенсивностями деяких ліній в їх спектрі, що дозволяє установити спектральний клас зірок.

Спектральні класи зірок залежать від температури і з убуванням її позначаються літерами: О, В, A, F, G, К, М. Крім того, від класу G відгалужується побічний ряд вуглецевих зірок С, а від класу К - побічна гілка S. З класу О виділяють більш гарячі зірки. Знаючи механізм утворення ліній у спектрах, температуру можна вирахувати за спектральним класом, якщо

відомо прискорення сили тяжіння на поверхні зірки, пов'язане з середньою щільністю її фотосфери, а отже, і розмірами зірки (щільність може бути оцінена по тонких особливостях спектрів). Залежність спектрального класу або показника кольору від ефективної температури зірки називається шкалою ефективних температур. Знаючи температуру, можна теоретично розрахувати, яка частка випромінювання зірки припадає на невидимі області спектра - ультрафіолетову та

інфрачервону. Абсолютна зоряна величина і поправка, яка враховує випромінювання в ультрафіолетовій та інфрачервоній частинах спектра, дають можливість знайти повну світність зірки. РАДІУСИ ЗІРОК Знаючи ефективну температуру Тef і світність L, можна обчислити радіус R зірки за формулою: L = 4pR2sT4ef заснованої на Стефана - Больцмана законі випромінювання (s – стала

Стефана). Радіуси зірки з великими кутовими розмірами можуть бути виміряні безпосередньо за допомогою зоряних інтерферометрів. У затемнено-подвійних зірок можуть бути обчислені значення найбільших діаметрів компонентів, виражені в частках великої півосі їх відносної орбіти. ОБЕРТАННЯ ЗІРОК Обертання зірочок вивчається за їхніми спектрами. При обертанні один край диска зірки віддаляється від нас, а

інший наближається з тією ж швидкістю. У результаті в спектрі зірки, який отримується одночасно від всього диску, лінії розширюються і, відповідно до принципу Допплера, набувають характерний контур, за яким можливо визначати швидкість обертання. Зірки ранніх спектральних класів О, В, А обертаються зі швидкостями (на екваторі) 100-200 км / с. Швидкості обертання більш холодних зірок - значно менші (декілька км / с).

Зменшення швидкості обертання зірки пов'язано, мабуть, з переходом частини моменту кількості руху до навколишнього її газопилового диска внаслідок дії магнітних сил. З-за швидкого обертання зірки приймають форму сплюсненого сфероїда. Випромінювання з зоряних надр просочується до полюсів швидше, ніж до екватора, внаслідок чого температура на полюсах виявляється більш високою. Тому на поверхні зірки виникають меридіональні течії від полюсів

до екватора, які замикаються в глибоких шарах зірки. Такі рухи відіграють істотну роль у перемішуванні речовини в шарах, де немає конвекції. ВНУТРІШНЯ БУДОВА ЗІРОК Оскільки надра зірок недоступні безпосереднім спостереженням, внутрішня будова зірки вивчається шляхом побудови теоретичних зоряних моделей, яким відповідають значення мас, радіусів і світимостей, що спостерігаються у реальних зірок.

В основі теорії внутрішньої будови звичайних зірок лежить уявлення про зірку як про газову кулю, що знаходиться в механічній і тепловій рівновазі, яка протягом тривалого часу не розширюється і не стискається. Механічна рівновага підтримується силами гравітації, спрямованими до центру зірки, і газовим тиском у надрах зірок, що діє назовні і врівноважує сили гравітації. Тиск зростає з глибиною, а разом з ним збільшуються щільність

і температура. Теплова рівновага полягає в тому, що температура зірки - у всіх її елементарних обсягах - практично не змінюється з часом, тобто кількість енергії, що йде з кожного такого обсягу, компенсується в нього енергією, що приходить, а також енергією, що виробляється там ядерними або іншими джерелами. Температури звичайних зірок змінюються від декількох тис. градусів на поверхні до десяти млн. градусів і більше в центрі. При таких температурах речовина складається з майже повністю

іонізованих атомів, завдяки чому виявляється можливим в розрахунках зоряних моделей застосовувати рівняння стану ідеального газу. При дослідженнях внутрішньої будови зірки істотне значення мають передумови про джерела енергії, хімічний склад зірки і про механізм переносу енергії. Основним механізмом переносу енергії в зірці є промениста теплопровідність. При цьому дифузія тепла з більш гарячих внутрішніх областей зірки назовні

відбувається за допомогою квантів ультрафіолетового випромінювання, що випускається гарячим газом. Ці кванти поглинаються в інших частинах зірки і знову випромінюються; у міру переходу в зовнішні, більш холодні шари частота випромінювання зменшується. Швидкість дифузії визначається середньою величиною пробігу кванта, яка залежить від прозорості зоряної речовини, що характеризується коефіцієнтом поглинання. Основними механізмами поглинання в зірці є фотоелектричні поглинання

і розсіяння вільними електронами. Промениста теплопровідність є основним видом перенесення енергії для більшості зірок. Проте в деяких частинах зірки істотну роль грає конвективний перенос енергії, тобто перенесення тепла масами газу, що піднімаються і спускаються під впливом різниці температури. У холодних зірок повна іонізація наступає на більшій глибині, так що конвективна зона у них товща

і охоплює велику частину об’єму. Хімічний склад речовини надр зірок на ранніх стадіях їх розвитку схожий з хімічним складом зоряних атмосфер, який визначається з спектроскопічних спостережень. З плином часу ядерні реакції змінюють хімічний склад зоряних надр і внутрішня будова зірки змінюється. ДЖЕРЕЛА ЗОРЯНОЇ ЕНЕРГІЇ І ЕВОЛЮЦІЯ ЗІРОК Основним джерелом енергії зірки

є термоядерні реакції, при яких з легких ядер утворюються більш важкі; найчастіше це - перетворення водню в гелій. У зірку з масою, меншою двох сонячних, воно відбувається головним чином шляхом з'єднання двох протонів в ядро дейтерію, потім перетворенням дейтерію в ізотоп He3 шляхом захоплення протона і, нарешті, перетворенням двох ядер He3 в He4 і два протона. У більш масивних зірках переважає вуглецево-азотна циклічна реакція: вуглець

захоплює послідовно 4 протона, виділяючи попутно два позитрона, перетворюється спочатку на азот, потім розпадається на гелій і вуглець. Остаточним результатом обох реакцій є синтез ядра гелію з чотирьох ядер водню з виділенням енергії: ядра азоту і вуглецю в вуглецево-азотній реакції грають лише роль каталізатора. Для зближення ядер на таку відстань, коли може статися захоплення, потрібно подолати електростатичне

відштовхування, тому реакції можуть йти тільки при температурах, що перевищують 107 градусів. Такі температури зустрічаються в самих центральних частинах зірок. У зірках малих мас, де температура в центрі недостатня для термоядерних реакцій, джерелом енергії служить гравітаційне стиснення зірки. У масивних зірок ядро в кінці еволюції нестійке, радіус його зменшується приблизно до 10 км, і зірка перетворюється на нейтронну (складається з нейтронів, а не з ядер

і електронів, як звичайні зірки). Нейтронні зірки мають сильне магнітне поле і швидко обертаються. Це призводить до спостережених сплесків радіовипромінювання, а іноді до сплесків також і оптичних та рентгенівського випромінювань. Такі об'єкти називаються пульсарами. При ще більших масах відбувається колапс - необмежене падіння речовини до центру зі швидкістю, близькою до швидкості світла.

Частина гравітаційної енергії стискання виробляє викид оболонки зі швидкістю до 7000 км / с. При цьому зірка перетворюється на наднову зірку, її випромінювання збільшується до декількох млрд. світимостей Сонця, а потім поступово, протягом ряду місяців згасає.