АСТРОНОМІЯ - Навчальний посібник для профільної школи 2017

Частина 2. Основи астрономії

Розділ ІІ. Елементи астрофізики

Тема 2.2. Фізика зір і міжзоряного середовища

§ 21. Подвійні, кратні та змінні зорі

Вступ

Нині нам важко уявити подив відомого астронома Тіхо Браге (1546—1601), коли він побачив на зоряному небі Нову зорю, якої раніше не було на сфері нерухомих зір. Усе (досвід попередників, власна освіта) до цього моменту свідчило — світ зір стабільний. Зорі світять з різною силою вічно й незмінно. Але виявилося, що це не так.

Цілі вивчення § 21

Вивчивши матеріал цього параграфа, Ви будете:

• знати й розуміти поняття подвійна зоря, змінна зоря, нова зоря, наднова зоря; хімічний склад зоряної речовини; типи подвійних зір; основні фізичні характеристики змінних, нових та наднових зір;

• уміти розв’язувати задачі з використанням залежності період—світність для цефеїд;

• оцінювати значення цефеїд для визначення відстаней у Всесвіті.

Актуалізація раніше набутих знань / компетентностей

Треба пригадати поняття зорі, повторити навчальний матеріал про Сонце (§ 17) та матеріал § 20.

Методичні поради щодо опанування навчального матеріалу

Зверніть увагу на те, що візуально подвійні зорі, в яких можна визначити період обертання компонентів, а також елементи орбіти (великі півосі), дозволяють на підставі третього закону Кеплера визначити масу кожної зорі. Водночас зорі, що демонструють змінність, дозволили астрономам дізнатися про їхні фізичні характеристики. Хоча існує багато причин змінності блиску зір, серед них можна виділити дві головні — внутрішні, пов’язані з будовою зорі, та зовнішні (наявність супутників).

Пояснювальний текст

Давно з’ясовано, що зорі «уникають самітності» й утворюють різні групи, або системи. Найпростішою зоряною системою є подвійна зоря. Одна з перших зір, яку визначили як подвійну, була зоря Міцар у сузір’ї Великої Ведмедиці. Це відкриття зробив італійський астроном Джованні Річчолі в 1650 р. Ще раніще (1609) було зафіксовано змінність блиску зорі o (омікрон) Кита.

1. Подвійні та кратні зорі. Спочатку подвійними зорями вважали кожні дві дуже близькі на небесній сфері зорі. Але після того, як астрономи навчились визначати відстані до зір, з’ясувалося, що деякі з них насправді далекі одна від одної, фізично між собою не пов’язані й лише проектуються в дуже близькі точки на небесній сфері. Тепер такі зорі називають оптичними подвійними зорями. На відміну від них, фізичними подвійними зорями є зорі, що під дією взаємних сил тяжіння обертаються навколо спільного центра мас, утворюючи єдину динамічну систему.

Спостереження вказують на те, що фізичні подвійні зорі — поширене явище і в нашій, і в інших галактиках. Важко точно визначити відсоткове співвідношення між подвійними й одиночними зорями. Проте на основі теоретичних моделей можна припустити, що подвійні зорі охоплюють до 70% усього зоряного населення.

Відповідно до засобів, якими вони були виявлені, фізичні подвійні зорі поділяють на три класи. Якщо подвійність виявлена в результаті візуальних спостережень — зорі видно окремо з допомогою оптичних засобів — їх називають візуально-подвійними.

Рис. 21.1. Візуально-подвійна зоря Міцар і Алькор із сузір’я Великої Ведмедиці. З допомогою цих зір можна превіряти гостроту зору: людина з хорошим зором бачить ці дві зорі окремо одна від одної.

Якщо подвійність виявлена в результаті фотометричних досліджень періодичних змін блиску системи, такі подвійні називають затемнювано-змінними, бо ці зміни виникають, коли компоненти тісної системи затемнюють одна одну. На рис. 21.2. показано схему і криву блиску затемнювано-змінної зорі Алголь у сузір’ї Персея.

Рис. 21.2. Схема затемнення і крива блиску затемнювано-змінної зорі Алголь у сузір’ї Персея.

Спектрально-подвійними зорями називають ті системи, у спектрі яких лінії зазнають періодичних роздвоєнь. При цьому внаслідок ефекта Доплера найбільшої величини роздвоєння ліній, спільних для спектрів обох зір, досягає за найбільшої променевої швидкості компонентів: коли один з них рухається в напрямку до спостерігача, а другий — від нього. Часто один з компонентів спектрально-подвійної системи є таким слабким, що його спектральних ліній не видно. Тоді замість роздвоєння ліній спостерігають періодичне зміщення ліній яскравого компонента то в синій, то в червоний бік спектра. Ніні створено дуже точні вимірювальні прилади з високою роздільною здатністю, що дозволяють вимірювати коливання ліній у спектрах, навіть якщо воно зумовлене невидимим компонентом дуже малої у порівнянні з видимою зорею маси. Саме в такий спосіб відкривають планети біля інших зір (екзопланети).

Рис. 21.3. Ефект Доплера і спектрально-подвійна зоря.

Щоб помітити доплерівське зміщення у спектрі, орбітальна площина системи відносно спостерігача має бути орієнтована у просторі так, щоб не бути розміщеною перпендикулярно до напрямку його променя зору. Іншими словами — мати нахил до нього менший за 90°. Зокрема, доплерівське зміщення максимальне, коли цей нахил дорівнює нулю, і лінія променя зору спостерігача збігається з орбітальною площиною системи.

Іноді в подвійній системі зорі перебувають так близько одна до одної, що під дією взаємних сил тяжіння їхня форма спотворюється, і кожна з них стає схожою на м’яч для гри у регбі. При цьому вони активно обмінюються речовиною. Такі пари називають тісними подвійними системами. Сьогодні астрономи мають можливість спостерігати такі незвичайні пари на різних етапах їхнього розвитку. Вони допомагають вченим краще зрозуміти механізм зоряної еволюції.

Важливість вивчення подвійних зір, окрім усього іншого, полягає в тому, що в таких системах можна визначити найважливіший параметр зорі — її масу. Для візуально-подвійних систем, якщо виміри видимого руху компонентів належною мірою точні (період обертання, великі півосі), це можна зробити на підставі третього закону Кеплера. Визначивши на підставі ефекту Доплера швидкісь руху зір і знаючи період обертання, можна також визначити їхні маси.

Щоправда, реальні орбітальні швидкості можна визначити тільки для тієї системи, яку спостерігають з ребра (кут нахилу орбіти до променя зору спостерігача дорівнює нулю). Визначити кут вдається не завжди. У такому разі зазвичай вказують умовні маси, обчислені в припущенні, що орбіту видно з ребра, але при цьому астрономи завжди пам’ятають, що з урахуванням кута нахилу орбіти до променю зору маси майже напевне виявляться більшими. Наприклад, якщо нахил орбіти становить 45 градусів, то умовні маси треба збільшити у 2,8 рази. Найточніше маси визначають у системах, де відбуваються взаємні затемнення зір.

Зазвичай розміри зір малі в порівнянні з розмірами орбіти, по якій вони рухаються, і тому затемнення можливі тільки при дуже малих кутах, коли систему видно майже з ребра. У таких рідкісних випадках, а надто коли визначені швидкості обох зір, можна робити точні оцінки мас.

Подвійні зоряні системи існують не вічно. Їх руйнування через розрив взаємного тяжіння між компонентами можливе в разі близького проходження повз систему масивного тіла або внаслідок вибуху одного з компонентів як наднової зорі (див. п. 3 цього §). Тоді система може втратити більше половини загальної маси. Крім того, вибухи Наднових асиметричні. Компактний об’єкт, що утворюється, в момент вибуху отримує поштовх, додаткову швидкість. Якщо ця швидкість більша, ніж орбітальна швидкість об’єкта в подвійний системі, то це призводить до розриву зоряної пари.

2. Змінні зорі. 1596 р. німецький астроном Д. Фабриціус відкрив у сузір’ї Кита нову зорю 2-ї зоряної величини (раніше її у цій ділянці небесної сфери не спостерігали), але через деякий час зоря зникла безвісти. Та зненацька в 1609 р. Фабриціус знову знайшов її на небі! Так уперше було виявлено зорю, що дуже сильно змінювала свій блиск: іноді ставала невидимою для неозброєного ока, іноді спалахувала знову, але не зникала назавжди. Й. Байєр наніс цю зорю на карту свого атласу, позначивши її Омікрон (о) Кита. Інша назва зорі — Міра Кита або просто Міра (з лат. «дивовижна»).

Отже, змінні зорі — це зорі, блиск яких змінюється. Вони відмінні масою, розмірами, віком, причинами змінності, тому їх розділяють на кілька великих груп. Одна з них — пульсуючі зорі, яскравість яких змінюється через коливання розмірів. До них, зокрема, належать зорі типу Міри або міриди — червоні гіганти спектрального класу М, що змінюють блиск у межах 2,5—11 зоряних величин з періодами в середньому 80—100 діб. Особливістю змінних типу Міри є те, що зберігаючи тривалість періоду пульсацій сталою, вони не зберігають від циклу до циклу однаковими амплітуди зміни блиску. Приміром, в одному циклі блиск може змінитися на 7 зоряних величин, а в наступному тільки на 3. Пульсації мірид пояснюють періодичним проходженням ударної хвилі в протяжній атмосфері зорі. Ударна хвиля виникає в пульсуючих зорях внаслідок тиску нижніх шарів на верхні і є тонкою перехідною зоною, що відокремлює гарячий газ від холодного та рухається в бік холодного газу.

Рис. 21.4. Крива блиску Міри Кита.

Серед пульсуючих зір є клас цефеїд, що отримали назву від однієї з перших відкритих змінних цього типу — δ Цефея. До цефеїд відносять багато типів змінних зір — гігантів і надгігантів високої світності головно спектральних класів А, F і G, які періодично змінюють блиск у межах 0,5—2 зоряних величини. Коливання блиску цефеїд пояснюють пульсаціями зовнішніх шарів зорі, внаслідок яких періодично змінюються їхні радіуси (приблизно на 10%) і температури. Зазвичай цефеїди поділяють на короткоперіодичні з періодами до 1,2 доби й довгоперіодичні з періодами понад 1 добу.

Довгоперіодичні цефеїди — це прикінцеві стадіїї життя блакитно-білих гігантів спектрального класу В, які в ході еволюції набули особливої структури: на певній глибині зорі, але не більшій за 0,1 її радіуса, виник шар, що накопичує енергію, яка приходить з надр, а потім віддає її назовні. Зовнішні шари зорі, періодично стискаючись, розігріваються — температура й блиск зорі зростають, а потім, коли вони, розширюючись, охолоджуються, — температура й блиск зорі спадають. Періоди довгоперіодичних цефеїд залежать від їхнього віку: що більший вік, то коротший період зміни блиску. Цефеїди з періодом в 50 діб мають вік 10 млн років, а з періодом в 1 добу — 100 млн років.

На відміну від мірид у цефеїд не лише періоди, а й амплітуди зміни блиску є постійними з дуже високою точністю. Головною особливістю цефеїд є залежність період-світність, відкрита 1908 р. Генрієтою Левітт (США). Вона має такий вигляд:

де MV — абсолютна зоряна величина у видимому світлі, P — період зміни блиску.

Ця залежність дає можливість за виявленим зі спотережень періодом змінності обчислити світність цефеїди, а потім і відстань до неї. Завдяки залежності період-світність цефеїди стали «маяками» Всесвіту, адже маючи великі світності, вони помітні з дуже великих відстаней, зокрема й далеко за межами нашої Галактики. Космічний телескоп ім. Габбла спостерігав цефеїди в галактиці NGC 4603, відстань до якої становить 100 мільйонів світлових років (майже 30 Мпк), що приблизно в 1000 разів більше, ніж діаметр диска нашої галактики і в 40 разів далі, ніж галактика в сузір’ї Андромеди. Оскільки розміри галактик невеликі, порівнюючи з відстанями до них, визначивши відстань до цефеїди в іншій галактиці, легко встановити відстань і до самої галактики, в якій її спостерігають.

Рис. 21.5. Головна особливість цефеїд — залежність період-світність, відкрита 1908 р. Генрієтою Левітт (США).

Серед короткоперіодичних цефеїд окремо виділяють зорі типу RR Ліри — гіганти спектральних класів А—F з температурою 6400—7600 К і масою 0,6 сонячної. RR Ліри — це дуже старі зорі віком понад 10 млрд.років. У великій кількості вони присутні в кулястих зоряних скупченнях.

Пильну увагу астрофізиків привертають не лише пульсуючі змінні, а ще й спалахуючі, або вибухові зорі. Ці зорі мають дуже розмаїту природу й вік: від дуже молодих, що тільки-но ступають на свій життєвий шлях, до старих, які життєвий шлях уже завершують. Прикладом молодих зір є спалахуючі змінні типу Т Тельця, які ще не завершили процесу гравітаційного стискання, не стали стабільними зорями й не посіли постійного місця на головній послідовності. У цих зір зміна блиску відбувається так нерівномірно, що не можна встановити

ніякої закономірності. Припускають, що вивільнення енергії відбувається не в атмосферах зір, а в глибших підфотосферних шарах, і це є залишковим явищем зореутворення.

3. Нові та наднові зорі. Прикладом вибухових процесів у зорях, що завершують еволюційний шлях, є нові й наднові зорі.

Зорі, блиск яких раптово зростає в тисячі й навіть мільйони разів ( в середньому на 12 зоряних величин) називають новими зорями. При цьому іноді виділяється енергія, яку Сонце випромінює за 100 000 років. Наприклад, Нова V 1500 Лебедя 1975 р. збільшила свій блиск приблизно на 19 зоряних величин! Початкова фаза спалаху до досягнення максимуму блиску триває кілька діб, після чого він повільно, впродовж років чи десятків років зменшується до початкового значення. Зазвичай через кілька років потому навколо Нової спостерігають газову оболонку, що розширюється. Це свідчить про відрив від неї під час спалаху поверхневих шарів.

Зміна блиску зорі зазвичай супроводжується змінами в її спектрі. На ранніх стадіях спалаху відірвана оболонка зорі ще непрозора, і збільшення блиску Нової відбувається через збільшення її радіуса. У спектрі зорі присутнє фіолетове зміщення ліній поглинання, що вказує на швидке розширення оболонки. Коли ж вона стає прозорою для видимого випромінювання від глибших і гарячіших шарів, тоді настає максимум блиску Нової. А в спектрі з’являються лінії з більшим фіолетовим зміщенням, що свідчить про наступні викиди газу, які наздоганяють скинуту оболонку.

Причина вибухів нових зір — особливості обміну речовиною в тісних подвійних системах, компоненти яких мають маси близькі до сонячної або й менші за неї, а відстань між ними лише трохи перевищує їхні розміри.

Якщо одна із зір вже стала білим карликом, а друга ще перебуває на головній послідовності або є холодним гігантом одного з пізніх спектральних класів К чи М, під дією сили тяжіння багата на водень речовина з поверхневих шарів зорі-компаньйона перетікає на білий карлик. У міру накопичення водню і збільшення температури й щільності на поверхні білого карлика до певної критичної величини, в збагаченому воднем шарі починаються термоядерні реакції з претворення водню в гелій. Цей процес протікає надзвичайно швидко й енергія вивільняється вибухово. Виникає потужна ударна хвиля, яка скидає зовнішні шари зорі в навколишній простір. Скинута газова оболонка розширюється, внаслідок чого зростає блиск зорі, що й спостерігають як появу Нової.

Та після спалаху перетікання газу на білий карлик починається знову, і через деякий час (до 1000 років) спалах повторюється.

Рис. 21.6. Тісна подвійна зоряна система, в якій відбувається процес перетікання речовини з одного компонента на другий.

Такий процес зрештою призводить до появи Нової.

Спалах Наднової зорі має незрівнянно більші масштаби, ніж спалах Нової. Адже її блиск зростає на десятки зоряних величин упродовж кількох діб. Поява Наднової в іншій галактиці демонструє всю грандіозність цього явища, адже часом її блиск у максимумі перевищує сумарну яскравість усієї зоряної системи, в якій вона спалахнула. Такою, наприклад, була Наднова 1972 р. в галактиці NGC 5253, що світила майже в 13 разів яскравіше, ніж материнська галактика.

Під час вибуху Наднова скидає свою оболонку, яка далі розширюється зі швидкістю від 5 000 до 20 000 км/сек, і через деякий час ми спостерігаємо на місці Наднової туманність специфічної форми. Такою є Крабоподібна туманність в сузір’ї Тельця. Її появу пов’язують з Надновою 1054 р. яку було зафіксовано в китайських хроніках. Перше свідчення про Наднову належить до 185 року н.е. За останні 1000 років у нашій галактиці відомо про кілька Наднових: серед яких вже згадувана 1054 р. — в Тельці, 1572 р. — в Кассіопеї, її спостерігав Т. Браге, 1604 р. — у Змієносці, її спостерігав І. Кеплер.

У видимій частині нашої Галактики явище Наднової трапляється раз на 200—300 років. Тому нині вивчення Наднових виконують через їх спостереження в інших галактиках. Такі спостереження цілеспрямовано виконують не тільки професійні астрономи і не лише завдяки автоматизованим системам пошуку, але й астрономи-аматори і навіть учні.

Відкриті Наднові прийнято позначати літерами SN (Supernova), вказуючи рік і черговість відкриття в порядку літер латинської абетки.

Зорі, що спалахують як Наднові, поділяють на два основних типи: Наднові типу I і Наднові типу ІІ. Головною особливістю Наднових І типу є те, що, по-перше, спектри різних об’єктів дуже схожі між собою; по-друге, у цих спектрах відсутні лінії водню; по-трете, у них майже повністю подібні криві блиску. Натомість у спектрах Наднових ІІ типу присутні лінії водню, і зорі демонструють велике розмаїття кривих блиску.

Рис. 21.7. Типова крива блиску Наднової типу Іа має характерний крутий підйом, що доходить до максимального значення блиску за 15—20 діб. Наднова перебуває в максимумі блиску протягом приблизно 10 діб, після чого блиск спочатку переривчасто, потім майже рівномірно спадає. До речі, інтерпретуючи криву зміни блиску Наднової, можна встановити динаміку вибуху й вивчити подальшу еволюцію зорі. Частина кривої між початком підйому і точкою максимального блиску збігається з вибухом зорі, а наступне зниження графіка відповідає розширенню й охолодженню залишку Наднової — викидів газу, що розширюється в просторі після вибуху.

У цілому Наднові І типу випромінюють майже в 6 разів більше енергії, ніж Наднові ІІ типу. У максимумі блиску перші досягають в середньому 20m і випромінюють у 12 млрд разів більше енергії, ніж Сонце.Тоді як другі досягають 18т і випромінюють у 2 млрд разів більше енергії, ніж Сонце.

Вивчення просторового розподілу в материнських галактиках і інших параметрів Наднових І і ІІ типу дозволило зробити висновок, що зорі, які спалахують як Наднові І типу, є старими зорями з масами в 1—2 сонячних у складі тісних подвійних систем. А Надновими ІІ типу внаслідок гравітаційного колапсу стають одиночні масивні зорі з масами не менше, ніж 8—10 сонячних мас, що перебувають на кінцевому етапі еволюції (див. докладніше в § 23). При цьому, залежно від маси, зоря, що вибухнула, може взагалі зруйнуватись дощенту, а може залишити після себе нейтронну зорю (див. п. 2 §23).

З’ясовано, що Наднові І типу виникають у тісних подвійних зоряних системах, одним з компонентів яких є білий карлик. Механізм нарощування маси, зростання щільності й температури одного з компонентів подібний до того, як це відбувається у разі появи Нових. Але, на відміну від Нових, коли термоядерна реакція охоплює лише поверхневі шари зорі, у разі Нових потужний термоядерний вибух охоплює зорю в цілому і може рознести її дощенту, а не лише зриває її поверхневі шари. Тому явище Нової в тісній подвійній системі може повторитися, а вибух Наднової знаменує остаточну смерть зорі. І якщо для появи Нових, подвійна система має складатися з компонентів менш масивних, ніж Сонце, сумарна маса системи для Наднових І типу має перевищувати сонячну в кілька разів.

Трапляються, але набагато рідше, що в тісних подвійних системах з’являються Наднові не внаслідок термоядерного вибуху, а внаслідок гравітаційного колапсу одного з компонентів. З Надновими І типу їх ріднять спектральні параметри, а саме — відутність ліній водню, а іноді й ліній гелію. Їм присвоїли позначки типу Ib і Ic, тоді як Надновим типу І додали латинську літеру «a». Фактично це Наднові ІІ типу, тільки бідні воднем (Наднові Ic не мають ще й гелію). Можливо ці зорі позбулися зовнішніх шарів ще до вибуху, що й пояснює їхні особливості. Тобто Наднові Ib і Іс схожі на Наднові I типу лише спектрами, а не фізичною природою. Докладніше про фізичний механізм вибуху Наднової йтиметься в § 23.

Типова задача

Видима зоряна величина цефеїди становить m = 19,6. Зоря змінює блиск з періодом P = 50,2d. Визначіть абсолютну зоряну величину М цефеїди та відстань до неї.

Розв’язання: Величину М цефеїди визначаємо із залежності період—світність за формулою MV = -3,88 - 2,87 (lg P - 1). Звідси M = -5,9. Значення відстані знаходимо з формули М = m + 5 - 5 lgr. Звідси r = 106 пк, або 1 Мпк.

Навчальне завдання

• Поясніть, чому цефеїди називають «маяками» Всесвіту?

Висновки

Більшість зір, доступних для спостережень, належать до подвійних зоряних систем різних типів, а також проявляють змінність блиску. Залежність період-світність пульсуючих змінних зір цефеїд використовують в астрономії для визначення відстаней як до таких зір, так і до галактик, у яких вони містяться.

Запитання для самоперевірки

1. У чому полягає відмінність між оптичними й фізичними подвійними зорями?

2. Як дізнаються про подвійність зорі, коли із двох зір можна побачити лише одну?

3. Поясніть, у яких випадках у спектрі спектрально-подвійної зорі можна бачити розщеплення ліній, а в яких — зміщення?

4. Поясніть важливість вивчення подвійних зір.

5. Які геометричн зміни відбуваються з цефеїдами?

Додаткові та цитовані джерела інформації до § 21

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

• Пугач О.Ф. Світ мінливих зір. (http://www.astrosvit.in.ua/statti/zori-z/svit-minlyvykh-zir)

За результатами вивчення § 21 Ви маєте:

знати й розуміти

поняття подвійна зоря, змінна зоря, нова зоря, наднова зоря; хімічний склад зоряної речовини; типи подвійних зір; основні фізичні характеристики змінних, нових та наднових зір;

уміти

розв’язувати задачі з використанням залежності період—світність для цефеїд.

оцінювати

значення цефеїд для визначення відстаней у Всесвіті.





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