КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VI

ФІЗИКА ЗІР І ТУМАННОСТЕЙ

Розділ 14

НОРМАЛЬНІ ЗОРІ

14.2. Маси, світності, радіуси і температури зір

Маса — найважливіша характеристика кожної зорі, від якої залежать усі інші її параметри: світність L, радіус R, ефективна температура Теф, а також особливості їхніх змін з часом і, взагалі, тривалість життя зорі. Однак, для деяких зір світність практично нічого не говорить про їхню масу. Так, зоря-гігант зовсім не обов'язково повинна бути масивнішою за нормальну зорю-карлика.

Визначення зоряних мас є складною задачею. У більшості вивчених зір маси знаходяться в межах від 0,1Мʘ до 1ОМ0. Більш масивні зорі, скажімо, з масами від 10Мʘ до 50Мʘ, або ще масивніші, зустрічаються вкрай рідко. Припускається, що повинні існувати зорі з масою більш ніж 100Мʘ. Зорі з масами, меншими 0,1Мʘ безумовно існують, але виявити і дослідити їх важко, оскільки внаслідок низької поверхневої температури і малого радіуса вони мають дуже малу світність.

Досить надійно обчислити масу зорі можна лише у випадку, якщо ця зоря є компонентом подвійної системи (див. розділ 15). Однак визначення маси стає неможливим, якщо відстань r до системи невідома. Справді, суму мас обох компонентів М1 + М2 знаходять з узагальненого закону Кеплера (6.9). Орбітальний період T визначають безпосередньо зі спостережень. Значення ж великої півосі обчислюють за відомою також зі спостережень кутовою відстанню між компонентами і лінійною відстанню до системи.

Основні співвідношення, за якими визначають світність зорі L та її абсолютну величину M, наведено вище (див. підрозділ 8.5). З дотеперішніх оцінок світностей багатьох тисяч зір зроблено висновок, що зорі дуже істотно відрізняються між собою за потужністю власного випромінювання. В одних зір світності у сотні, тисячі і навіть мільйони разів більші, у най- слабкіших — у сотні тисяч разів менші від світності Сонця Lʘ. Найбільшу світність у Галактиці має зоря HD93129A, що знаходиться в комплексі η Кіля: її болометрична абсолютна зоряна величина Mbol = — 11,5m і, отже, її світність становить майже L = 3,2· 106Lʘ.

Світність найближчої до Сонця зорі Проксіма Кентавра L = 0,000055Lʘ. Загалом з 35 найближчих зір (на відстанях до 4 пк) лише три мають світність більшу, ніж Сонце, ще шість — більшу від 0,1Lʘ (але < 1Lʘ), десять — більшу від 0,01Lʘ (але < 0,1Lʘ), у шістнадцяти вона менша від 0,01Lʘ. Таким чином, у Галактиці зір з малими і дуже малими світностями в багато разів більше, ніж зір з потужним випромінюванням, світності яких набагато перевищують сонячну.

Розподіл зір за світностями (або абсолютними зоряними величинами) описує функція світності φ (MV). Вона вказує відносну кількість зір у 1O4 пк3, що мають абсолютну зоряну величину в інтервалі від MV до MV + dMV (рис. 14.2).

Серед зоряного населення є зорі гіганти і надгіганти, радіуси яких у сотні, тисячі і навіть десятки тисяч разів більші від радіуса Сонця R0. І навпаки, існують зорі, в яких радіуси у десятки і сотні разів менші від Rʘ. Якщо ж говорити про білі карлики або нейтронні зорі (див. підрозділ 14.4), то їхні поперечники дорівнюють усього близько 5000—10 000 км для перших, і 10—20 км для останніх.

Безпосередньо розміри зір можна визначити у тих випадках, якщо виміряно їхні видимі кутові діаметри. Досягають це за допомогою оптичних інтерферометрів. Тут йдеться про справді дуже малі кути. Справді, наприклад, видимий кутовий діаметр зорі о Кита становить усього 0,056", а зорі ε Оріона — 0,00074". Кількість зір, для яких на сьогоднішній день визначені видимі кутові діаметри, є невеликим. За нечисленними винятками в основному радіуси зір знаходять непрямими методами, якщо відома болометрична світність зорі Lbol та її ефективна температура Tеф. Справді, згідно з формулою (8.9) з одиниці поверхні зоря випромінює енергію F = σΤеф4 . Світність зорі дорівнює цьому значенню, помноженому на повну площу її поверхні 4πR2, так що Lbol = 4πR2 σΤеф 4. Звідси

Рис. 14.2. Функція світності зір в околиці Сонця

image4

Зауважимо, що світність будь-якої зорі зручно порівнювати зі світністю Сонця, для якого температура Теф ʘ та радіус Rʘ добре відомі:

image5

Порівняно легко визначити температуру зорі (кажучи про температуру зорі, завжди мають на увазі її ефективну температуру Теф), хоч і тут цей параметр знаходять в основному опосередковано. Для цього (див. підрозділ 8.2) використовують закони випромінювання, встановлені для ідеалізованого чорного тіла. Температуру Теф обчислюють за формулою (8.9).

Температура більшості спостережуваних зір є в межах від 2500 К до 35 000 К, хоча відомі об'єкти, для яких вона має значення менше або більше від наведених тут.






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.