Зірки

Що таке зірка. Вони сходили над динозаврами, над Великим заледенінням, над єгипетськими пірамідами. Одні й ті ж зірки вказували шлях фінікійським мореплавцям і каравелам Колумба, споглядали з висоти столітню війну і вибух ядерної бомби в Хіросімі. Одним людям бачилися в них очі богів

і самі боги, іншим - срібні цвяхи, вбиті в кришталевий купол неба, третім - отвори, через які струменить небесне світло. Постійність і непізнаваність зірок наші предки вважали неодмінною умовою існування світу. Стародавні єгиптяни вважали, що, коли люди розгадають природу зірок, настане кінець світу. Інші народи вірили, що життя на Землі припиниться, як тільки сузір'я Гончих псів наздожене Велику Ведмедицю. Напевно, для них дуже важливо було усвідомлювати, що в цьому

невічному і мінливому світі залишається щось непідвладне часу. Не дивно, що будь-які зміни у світі зірок здавна вважалися провісниками значних подій. Згідно з Біблією, що раптово спалахнувша зірка сповістила світові про народження Ісуса Христа, а інша зірка - Полин - буде знаком кінця світу. Протягом багатьох тисячоліть астрологи звіряли по зірках життя окремих людей

і цілих держав, хоча й попереджали при цьому, що роль зірок у накресленні долі велика, але не абсолютна. Зірки радять, а не пророкують, говорили вони. Але минав час, і люди стали все частіше дивитися на зірки з іншого, менш романтичної точки зору, зірки стали розглядатися як фізичні об'єкти, для опису яких цілком достатньо відомих законів природи, а винахід нових астрономічних приладів дозволило відповісти на запитання "що таке зірка? ".

На початку ХХ століття, в основному завдяки працям астрофізика Артура Еддінгтона, остаточно сформувалося уявлення про зірки як про розпечені газові кулі, що містять в своїх надрах джерела енергії - термоядерний синтез ядер гелію з ядер водню. Згодом з'ясувалося, що в зірках можуть синтезуватися і більш важкі хімічні елементи. За сучасними уявленнями, життєвий шлях одиночної зірки визначається

її початковою масою і хімічним складом. У тілах масою менше, ніж 7-8 сотих часток маси Сонця довготривалі термоядерні реакції йти не можуть. Ця величина близька до мінімальної масі досліджуваних зірок. Їхня світність менше сонячної в десятки тисяч разів. Температура на поверхні подібних зірок не перевершує 2-3 тис. градусів.

У зірках великої маси, навпаки, ці реакції протікають з величезною швидкістю. Якщо маса народжуваної зірки перевищує 50-70 сонячних мас, то після загоряння термоядерного палива надзвичайно інтенсивне випромінювання своїм тиском може просто скинути надлишок маси. Через кілька мільйонів років, а може бути і раніше, ці зірки можуть вибухнути як наднові. Що стосується хімічного складу зірок, то на них не виявлено ні одного невідомого хімічного елементу.

Єдиний елемент - гелій - було відкрито спочатку на Сонці і лише потім на Землі. Найбільш поширеним елементом в зірках є водень, приблизно втричі менше міститься в них гелію. Після водню і гелію на зірках найбільш поширені ті ж елементи, які переважають в хімічному складі Землі: кисень, вуглець, азот, залізо та ін. Важливу роль в житті зірки грає

її магнітне поле. З магнітним полем пов'язані практично всі прояви сонячної активності: плями, спалахи, факели. Найбільшої інтенсивності магнітні поля досягають на компактних зоряних залишках - білих карликах і особливо нейтронних зорях. Якщо розглядати зірки як природні об'єкти, то природний шлях до їх пізнання лежить через вимірювання і зіставлення властивостей. Зняття мірки з зірок. Блиск. Перше, що помічає людина при спостереженні нічного неба це різна яскравість

(блиск) зірок. Видимий блиск зірок оцінюється в зоряних величинах. Історично сформована система зоряних величин привласнювала 1-у величину найбільш яскравим зіркам, а 6-ту - найслабкішим. Згодом цю шкалу удосконалили. Було прийнято, що різниця в п'ять зоряних величин відповідає різницю видимій яскравості рівно в 100 разів. Отже, різниця в одну зоряну величину означає, що зірка яскравіше другої в ~ 2.512 рази. Для більш точних вимірювань шкала виявилася надто грубою, тому довелося

вводити дробові значення. Зоряні величини позначають індексом m, який ставиться вгорі після числового значення. Видимий блиск - легко вимірювана, важлива, але далеко не вичерпна характеристика. Для того щоб встановити потужність випромінювання зірки - світність, треба знати відстань до неї. Відстань до зірок. Відстань до предмета можна визначити, не добираючись до нього фізично.

Потрібно виміряти направлення на цей предмет з двох кінців відомого відрізка (базису), а потім розрахувати розміри трикутника, утвореного кінцями відрізка і віддаленим предметом. Цей метод називається тріангуляції. Чим більше базис, тим точніше результат вимірювань. Відстані до зірок такі великі, що довжина базису повинна перевершувати розміри земної кулі, інакше помилка вимірювання буде велика. На щастя, спостерігач разом з планетою подорожує протягом року

навколо Сонця, і якщо він зробить два спостереження однієї і тієї ж зірки з інтервалом у кілька місяців, то виявиться, що він розглядає її з різних точок земної орбіти а це вже порядний базис . Напрямок на зірку зміниться: вона трохи зміститься на тлі більш далеких зірок. Цей зсув називається паралактичним, а кут, на який змістилася зірка на небесній сфері паралаксом.

Річним паралаксом зірки називається кут, під яким з неї було видно середній радіус земної орбіти, перпендикулярний напрямку на зірку. З поняттям паралакса пов'язана назва однієї з основних одиниць відстаней в астрономії - парсек. Це відстань до уявної зірки, річний паралакс якої дорівнював би точно 1 Річний паралакс будь-якої зірки пов'язаний з відстанню до неї простою формулою: r = 1 / П, де r - відстань у парсеках, П - річний паралакс в секундах.

Зараз методом паралакса визначені відстані до багатьох тисяч зірок. Світність. Коли були виміряні відстані до яскравих зірок, стало очевидно, що багато хто з них за світністю значно перевершують Сонце. Якщо світність Сонця (L = 4 * 10 Вт) прийняти за одиницю, то потужність випромінювання Сіріуса складе: 221 L, Веги - 50 L і т.д. Це, однак, не означає, що

Сонце дуже блідо виглядає в порівнянні з іншими зірками, відомі зірки, які випромінюють світла в десятки тисяч разів менше. Колір і температура. Одна з легко вимірних зоряних характеристик - колір, який завжди вказує на її температуру. В астрономії застосовують абсолютну шкалу температур, крок якої - один кельвін (1К). Найгарячіші зірки - завжди блакитного і білого кольору, менш гарячі - жовтуватого, холодні - червонуватого. Але навіть найбільш холодні зірки мають температуру 2-3 тис. кельвінів - гарячіше будь-якого розплавленого

металу. Людський погляд спроможний лише грубо визначити колір зірки. Для більш точних оцінок служать фотографічні і фотоелектричні приймачі випромінювання, чутливі до різних ділянок видимого спектру. Спектральна класифікація зірок. Більш повну інформацію про природу випромінювання зірок дає спектр. Спеціальний апарат, встановлений на телескопі, за допомогою спеціального оптичного пристрою - дифракційної

решітки - розкладає світло зірки за довжинами хвиль у райдужну смужку спектру. Саме короткохвильове видиме випромінювання відповідає фіолетовому кольору, а найбільш довгохвильове - червоному. По спектру неважко дізнатися, яка енергія приходить від зірки на різних довжинах хвиль, і оцінити її температуру точніше, ніж за кольором. Численні темні лінії, що перетинають спектральну смужку, пов'язані з поглинанням світла атомами різних

елементів в атмосфері зірок. Так як кожен хімічний елемент має свій набір ліній, спектр дозволяє визначити, з яких речовин складається зірка. На початку ХХ ст. була розроблена спектральна класифікація зірок. Основні класи в ній позначаються латинськими літерами (О, В, А, F, G, К, М), вони відрізняються набором спостережуваних ліній і плавно переходять один в іншій. Уздовж цієї послідовності зменшується температура

і змінюється колір зірок - від блакитного до червоного. Зірки, пов'язані з класами О, В, і А, називаються гарячими або ранніми, F і G - сонячними, К і М - холодними або пізніми. Для більш точної характеристики кожен клас розділений ще на 10 підкласів, що позначаються цифрами від 0 до 9, які ставляться після букви. Розміри зірок. Зірки такі далекі, що навіть у найбільшому телескопі

вони виглядають лише точками. Як же дізнатися розмір зірки? На допомогу астрономам приходить Місяць. Він повільно рухається на тлі зірок, по черзі перекриваючи світло, що йде від них. Хоча кутовий розмір зірки надзвичайно малий, Місяць затуляє її не відразу, а за час в декілька сотих чи тисячних часток секунди. За тривалістю процесу зменшення яскравості зірки при покритті

її Місяцем визначають кутовий розмір зірки. А, знаючи відстань до зірки, з кутового розміру легко отримати її справжні розміри. Але лише невелика частина зірок на небі розташована так вдало, що може покриватися Місяцем. Тому зазвичай використовують інші методи оцінки зоряних розмірів. Кутовий діаметр яскравих і не дуже далеких світил може бути безпосередньо виміряно спеціальним приладом - оптичним інтерферометром. Але в більшості випадків радіус зірки (R) визначають теоретично, виходячи

з оцінок її повної світності (L) і температури (T). За законами випромінювання нагрітих тіл світність зірки пропорційна величині RT. Маса зірки. Найважливішою характеристикою зірки є маса. Чим більше речовини зібралося в зірку, тим вище тиск і температура в її центрі, а це визначає практично всі

інші характеристики зірки, а так само особливості її життєвого шляху. Прямі оцінки маси можуть бути зроблені тільки на підставі закону всесвітнього тяжіння. Маси зірок укладені в межах від декількох десятків до 0.1 маси Сонця. Таким чином, за масою зірки розрізняються лише в кілька сотень разів - набагато менше, ніж за розмірами (в сотні тисяч разів) або за світністю (понад мільярд разів).

Як влаштована зірка і як вона живе. Зірки не залишаться вічно такими ж, якими ми їх бачимо зараз. У Всесвіті постійно народжуються нові зірки, а старі вмирають. Щоб зрозуміти, як еволюціонує зірка, як міняються з плином часу її зовнішні параметри - розмір, світність, маса, необхідно проаналізувати процеси, що протікають в надрах зірки. Але спостереженнями доступні лише зовнішні шари зірок -

їх атмосфери. Проникнути в глиб навіть найближчої зірки - Сонця - ми не можемо. Доводиться вдаватися до непрямих методів: розрахунками, комп'ютерного моделювання. Зірки утворюються з космічних газопилових хмар. При стисненні під дією тяжіння згустку газу його внутрішня частина поступово розігрівається, коли температура в центрі досягне приблизно мільйона градусів, починаються ядерні реакції - утворюється зірка. Щоб отримати уявлення про структуру зірки, користуються методом

послідовних наближень. Задаючи деяке співвідношення водню, гелію і більш важких елементів і знаючи масу зірки, обчислюють її світність. Цю процедуру повторюють до тих пір, поки для певної суміші обчислена і отримана з спостережень світність не співпадуть. Даний склад і вважають близьким до реального. Виявилося, що для більшості зірок на частку водню

і гелію доводиться не менше 98% маси. Будова зірок залежить від маси. Якщо зірка в кілька разів масивніше Сонця, то глибоко в її надрах відбувається інтенсивне перемішування речовини (конвекція), подібно киплячій воді. Таку область називають конвективним ядром зірки. Чим більша зірка, тим більшу її частину становить конвективне ядро, в якому знаходиться джерело енергії.

У міру перетворення водню в гелій молекулярна маса речовини ядра зростає, а його обсяг зменшується. Зовнішні ж області зірки при цьому розширюються, вона збільшується в розмірах, а температура її поверхні падає. Гаряча зірка - блакитний гігант - поступово перетворюється в червоний гігант. Термін життя зірки прямо залежить від її маси. Зірки з масою в сто разів більшу сонячної живуть усього кілька мільйонів років. Якщо маса становить 2-3 сонячних термінів збільшується до мільярда років.

У зірках-карликах, маса яких менша за масу Сонця, конвективне ядро відсутнє. Водень в них горить, перетворюючись на гелій, в центральній області. Коли він згорає повністю, зірки повільно стискаються і за рахунок енергії стиснення можуть існувати ще тривалий час. Сонце і подібні до нього зірки представляють собою проміжний випадок.

У Сонця є маленьке конвективне ядро, але не дуже чітко відокремлений від решти частини. Ядерні реакції горіння водню протікають як в ядрі, так і в його околицях. Вік Сонця приблизно 4.5-5 млрд. років, і за цей час воно майже не змінило свого розміру та яскравості. Після вичерпання водню Сонце може поступово вирости в червоний гігант, скинути надмірно розширену оболонку

і закінчити своє життя, перетворившись на білий карлик. Але це станеться не раніше, ніж через 5 млрд. років.