АСТРОНОМІЯ - Навчальний посібник для профільної школи 2017

Частина 2. Основи астрономії

Розділ ІІ. Елементи астрофізики

Тема 2.2. Фізика зір і міжзоряного середовища

§ 20. Зорі та їх класифікація

Вступ

Людське око розрізняє лише яскравість зір та їхні кольори (і то лише для найяскравших S3 них). Але астрономи з’ясували, що світ зір доволі строкатий.

Цілі вивчення § 20

Вивчивши матеріал цього параграфа, Ви будете:

• знати й розуміти поняття зоря, світність, спектральний паралакс; основні фізичні та геометричні характеристики зір; взаємозв’язок між розміром, температурою та абсолютною зоряною величиною зорі; залежність кольору зорі від її температури; спектральні класи і класи світності зір; відмінність Сонця від інших стаціонарних зір; діаграму Герцшпрунга-Рессела; методи визначення відстані до зір;

• уміти розв’язувати задачі на взаємозв’язок між розміром, температурою та абсолютною зоряною величиною зорі;

• оцінювати еволюційний характер діаграми Герцшпрунга-Рессела.

Актуалізація раніше набутих знань / компетентностей

Треба пригадати поняття зорі та навчальний матеріал про Сонце (§ 17) і джерело його енергії (§ 18).

Методичні поради щодо опанування навчального матеріалу

Якими б несхожими були зорі, варто розуміти, що це газові кулі, які протягом тривалого періоду свого існування перебувають у стані гідростатичної рівноваги. Зверніть увагу на те, що головною характеристикою зорі є маса — вона визначає не лише її тип, але й еволюцію.

Пояснювальний текст

Здавна люди вважали, що зорі впливають на їхнє життя. Тому вивчення зір було благородною справою, заради якої людині варто напружувати мислення й духовні зусилля. 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. До головних параметрів зір належать їхні 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 (коричневі карлики, зорі з найменшою масою) до 60—70 сонячних мас (блакитні надгіганти, наймасивніші зорі). Є інформація про відкриття зір з масами до 100 чи то й 200 сонячних мас. 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.

У своїх розмірах зорі демонструють значно більше розмаїття: від 10 км у нейтронних зір до кількох тисяч радіусів Сонця у зір червоних надгігантів. Наприклад, зоря Бетельгейзе, опинившись на місці Сонця, поглинула б собою частину Сонячної системи разом з планетою Марс, а одна з компонент подвійної зорі ε (епсилон) Візничого сягнула б аж до орбіти Сатурна. Водночас крихітних нейтронних зір розмістилося б на території м. Київ до трьох десятків.

Рис. 20.1. Відміність зір у розмірах: а) Сонце й карлики; б) Сонце й гіганти.

Ще більшу розбіжність між собою мають світності зір. Для нормальних зір вони лежать у межах від 0,00001 до 1 000 000 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.

За фізичними властивостями речовини у надрах всі відомі зорі поділяють на три основні групи: нормальні зорі, білі карлики й нейтронні зорі. У свою чергу 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. Речовина нормальних зір — це іонізований газ (плазма), який можна описати законами ідеального газу. Тиск такого газу тим більший, що вища його температура й менший об’єм, у якому він зосереджений. Знаючи фізичні закони, яким підкоряється ідеальний газ, астрономи розраховують густину, тиск і температуру в надрах зір, що дуже важливо для розуміння їхньої будови. Середня густина нормальних зір порівняна з густиною води. Наприклад, для Сонця вона становить 1,4 г/см3.

Речовина білих карликів і ядер деяких червоних гігантів та надгігантів має таку велику густину, що газ, з якого вона складається, 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 тиск залишається високим, навіть якщо температура газу спадає до нуля. Середня густина білих карликів набагато вища за густину нормальних зір — у середньому 106 г/см3, а їхні розміри значно менші за розміри Сонця й порівняні з розмірами Землі.

Речовина нейтронних зір складається переважно з електрично нейтральних елементарних частинок — нейтронів, які разом з протонами входять до складу атомних ядер. Нейтронні зорі мають розміри усього в 9—10 км, а їхні значення густин порівняні з густиною атомного ядра і більші за 1012 г/см3 (1 000 000 т/ см3).

2. Спектри і спектральні параметри зір. Зоряні спектри вперше почали досліджувати на початку ХІХ ст. Застосування фотографії у другій половині ХІХ ст. дозволило отримувати на фотопластинці 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 детальну 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 разюче несхожими. Потім цей ряд було поділено на сім окремих класів і кожний з них позначено літерою в такій 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.

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 найбільш інтенсивно 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. А додаткові класи R, N і S, які з’явилися 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 у космос, у 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 M- 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.

Рис. 20.2. Типи зоряних спектрів.

Вивчення спектрів зір — це ключ до пізнання їхньої природи. Тільки аналізуючи спектри, можна дізнатись про хімічний склад та фізичні властивості речовини зір, дослідити їхні рухи у просторі тощо.

3. Діаграма спектр-світність. Одними з найважливіших фізичних параметрів зорі є температура поверхні й абсолютна зоряна величина. З температурою зорі однозначно пов’язані її спектральний клас і колір. Абсолютна зоряна величина, тобто блиск, властивий зорі, якби вона була віднесена на стандартну відстань у 10 пк, залежить від кількості енергії, яку вона випромінює в простір з усієї поверхні за одиницю часу, тобто від її світності.

На початку ХХ ст. данський астроном Е. Герцшпрунг і дещо пізніше американсьий астрофізик Г. Рассел виявили залежність між виглядом спектра і світністю зір. Цю залежність вони ілюстрували 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 зорі в тій чи іншій точці діаграми Г—Р. З’ясовано, зорі головної послідовності — це зорі, які перебувають у 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 за 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. 20.3. Діаграма спектр-світність. Значна частина зір на діаграмі Г—Р розміщені вздовж діагональної смуги, що простягається з верхнього лівого кута в нижній правий. Її названо головною послідовністю, а зорі, що лежать на цій смузі, — зорями головної послідовності.

Зазначимо, наше Сонце також є зорею головної послідовності й перебуває в тій її частині, що відповідає жовтим зорям.

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: ці 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 у 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. Як відомо, найуживанішим методом визначення відстаней до далеких об’єктів на поверхні Землі є метод триангуляції. Цей метод полягає в наступному: 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. І першим запропонував метод паралаксів для визначеня відстаней до небесних об’єктів М. Коперник, що було прямим наслідком його геліоцентричної системи (докладніше в § 10, п. 2, 12 клас).

Але відстані у космосі такі великі, що до середини XIX ст. виміряти паралакси у зір не вдавалося. Навіть у найближчих із них паралакси надзвичайно малі (менші за 1"), і для їх вимірів потрібні дуже точні інструменти. Водночас вимірювання річних паралаксів — найточніший метод визначення відстаней. Він є основою шкали відстаней в астрономії.

Тому астрономи, прийнявши за базис велику піввісь орбіти Землі, виміряли відстані до найближчих зір, зараз таких близько 6000 (див. § 3, п. 2, 10 клас), і далі вдаються до інших методів. Один із таких — метод спектральних паралаксів, у якому особливості спектрів, що лежать в основі поділу зір на класи світності, 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

Нині у точних вимірах паралаксів допомагає космічна техніка, наприклад, астрометричний супутник «Гайя», запущений у грудні 2013 року. Він з високою точністю визначить паралакси до дуже багатьох зір, і на цій основі метод спектральних паралаксів стане значно точнішим.

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

До головних характеристик зір належать їхні маса, радіус і світність. За фізичними властивостями речовини у надрах всі відомі зорі поділяють на три основні групи: нормальні зорі, білі карлики й нейтронні зорі. Водночас серед нормальних зір є червоні карлики, такі, як наше Сонце, блакитні гіганти й надгіганти. Ключ до пізнання природи зір — у вивченні їхніх спектрів. Шляхом аналізу спектрів, можна дізнатися про хімічний склад та фізичні властивості речовини зір, дослідити їхні рухи у просторі тощо.

Запитання для самоперевірки

1. Які характеристик зір відносять головних?

2. Назвіть три основні групи, на які поділяють всі зорі відповідно до фізичних властивостей речовини у їхніх надрах.

3. Що відображає послідовність спектральних класів Гарвардської класифікації.

4. Зв’язок яких параметрів зорі показує діаграма Герцшпрунга—Рассела?

5. Поясніть суть методу спектральних паралаксів.

Додаткові та цитовані джерела інформації до § 20

• Пункт «Зорі» розділу «Науково-популярні статті» Українського астрономічного порталу. (http://www.astrosvit.in.ua/statti/zori-z)

Додаток 1

Зорі, найближчі сусідки Сонця

Приблизно 200 років тому астрономи вперше виміряли відстані до деяких зір. Відстань до зорі ( із сузір’я Кентавра (альфа Кентавра), яке лижить у південній півкулі небесної сфери, виявилася найменшою серед усіх, що означало — ця зоря є найближчою до Сонця (отже, і до Землі).

Південна півкуля неба з його яскравими зорями здавна привертала увагу астрономів. У 1689 р., французький астроном Рішо виявив, що Альфа Кентавра — подвійна зоря. Дві зірочки, жовта й оранжева, видно окремо у невеликі телескопи, і на думку багатьох спостерігачів, ця пара зір — одна з найкрасивіших на зоряному небі Землі.

Знаменитий старогрецький астроном Евдокс Кнідський близько 370 р. до н.е. склав одну із перших зоряних карт, на якій багато назв сузір’їв були запозичені ним із міфів, що існували у ті часи. Серед них є Кентавр — дивна істота, що поєднувала в собі людину і тварину (коня). Про одного з кентаврів на ім’я Хірон складено легенду, за якою він був астрономом і медиком, першим виготовив глобус зоряного неба (стародавній наочний посібник) і був наставником знаменитого бігуна Ахіллеса. Історики астрономії вважають, що саме кентавра Хірона Евдокс закарбував серед 48 найдавніших сузір’їв.

Давно з’ясовано — Альфа Кентавра не подвійна, а потрійна, тобто кратна зоря. Третій компонент цієї системи, що одержав назву Проксима (з грец. Найближча), віддалений від двох головних зір на кутову відстань 2,2°, що перевищує чотири видимих поперечники Місяця. Саме ці три зорі є найближчими нашими сусідами. Промінь світла від Альфи Кентавра летить до нас 4,3 роки. (За сучасного стану космонавтики таку відстань можна подолати не швидше, ніж за 1,1 млн років). Але опинившись поблизу Альфи Кентвара, ми побачимо два сонця, що мало відрізняються від нашого світила. Компонент А має масу 1,08 часток маси Сонця і світність дещо вищу за сонячну. Компонент В менший і холодніший від Сонця, поступається йому масою на 12 % і має температуру поверхні близько 4500 К.

Проксима Кентавра, трохи ближча до нас, ніж головні зорі системи, й обертається навколо них з періодом близько мільйона років. Зоря належить до червоних карликів, удвічі холодніша, ніж Сонце, і набагато менша від нього розміром. Як і багато інших червоних карликів, Проксима Кентавра є спалахуючою змінною зорею. Під час спалахів її світність може збільшуватися в кілька разів. Спалахи супроводжуються збільшенням яскравості не лише в оптичному, але й у рентгенівському діапазоні, що зафіксовано орбітальною обсерваторією XMM-Newton. Під час спалахів Проксима виявилася вдесятеро потужнішим джерелом рентгенівського випромінювання, ніж Сонце у спокійному стані.

1998 р. спектрограф космічного телескопа Габбл виявив планету на відстані 0,5 а.о. від Проксими, яку потім довгий час не могли знайти знову.

А 24 серпня 2016 року Європейська південна обсерваторія подтвердила інформацію про існування землеподібної планети Проксима Кентавра b у зоні життя зорі Проксими Кентавра. Виходячи з того, що Проксима це спалахуючий червоний карлик, дуже сумнівно, що на її планеті можливе хоч якесь життя. І все-таки її вважають за можливу мету для міжзоряного польоту.

Рис. 20.4. Порівняльні розміри Сонця і Альфа Кентавра.

За результатами вивчення § 20 Ви маєте:

знати й розуміти

поняття зоря, світність, спектральний паралакс; основні фізичні та геометричні характеристики зір; взаємозв’язок між розміром, температурою та абсолютною зоряною величиною зорі; залежність кольору зорі від її температури; спектральні класи і класи світності зір; відмінність Сонця від інших стаціонарних зір; діаграму Герцшпрунга- Рессела; методи визначення відстані до зір.

уміти

розв’язувати задачі на взаємозв’язок між розміром, температурою та абсолютною зоряною величиною зорі.

оцінювати

еволюційний характер діаграми Герцшпрунга-Рессела.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.