Сторінка
1

Основні зоряні характеристики. Народження зір

Що мається на увазі під характеристикою зір? Насамперед, сюди включаються такі основні властивості, як маса, світність, радіус і температура поверхневих шарів зорі. Наприклад, температура визначає колір зорі та її спектр. Чим нижча температура поверхневих шарів зорі, тим червонішою вона буде, чим вища — тим біліший колір, іноді при температурі понад 10—12 тис. К зоря має блакитнуватий колір.

У телескопах спостерігається «оманливе» зображення зорі у вигляді диска. Потрібно усвідомити, що зорі, за рідкісними винятками, спостерігаються як «точкові» джерела випромінювання, це означає, що їхні кутові розміри дуже малі й що ми можемо вимірювати тільки потоки випромінювання від зір у різних спектральних ділянках. Мірою величини потоку є зоряна величина. Світність (L) визначається, якщо відомі видима величина і відстань до зорі. Складним в астрономії, є саме обчислення відстані, особливо до далеких зір. Тому тут стають у пригоді методи відносно точні й досить надійні.

Особливо багату інформацію дає вивчення спектрів зір. Уже давно спектри більшості зір розрізняються за класами, що позначаються літерами О, В, А, Е, G, К, М — від найгарячіших до найхолодніших, тобто гарячі зорі, що мають блакитний колір, належать до спектральних класів О і В, жовті зорі, подібні до нашого Сонця (G2), належать до спектральних класів від А до G, а холодні червоні зорі — до спектральних класів К і М. Для ще точнішої класифікації зоряних спектрів у межах кожного класу розробили 10 підкласів, і система класифікації стала настільки точною, що дозволяє визначити спектр із точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами В і А позначається як ВО, В1, В2 . В9, АО і так далі. Отже, якщо кажуть, що зоря має спектр В8, це означає, що він ближчий до спектра А1, ніж, наприклад, до спектра В1.

Світність зорі (L) часто виражається в одиницях світності Сонця (дорівнює 4 1033 ерг/с). Світність деяких зір перевищує світність Сонця в сотні тисяч разів. Характеристикою світності є так звана абсолютна величина зорі. Видима зоряна величина залежить від її світності й кольору, а також від відстані до неї. Абсолютною називатиметься величина віднесеної на умовну стандартну відстань до 10 пс якої-небудь зорі. Зорі високої світності мають негативні абсолютні величини, наприклад, —7, —5. На відміну від зір високої світності, зорі низької світності характеризуються великими позитивними значеннями абсолютних величин, наприклад, +12 і т. ін.

Система кольорів ґрунтується на порівнянні спостережуваних зоряних величин, отриманих через різні суворо еталоновані світлофільтри. Кількісно колір зір характеризується різницею двох величин, отриманих через два фільтри, один п яких пропускає в основному сині промені (В), а інший має криву спектральної чутливості, подібну до людського ока (V). Техніка вимірювань кольору зір настільки висока, що за обмірюваним значенням B-V визначають спектр зорі з точністю до підкласу.

Важливою характеристикою зорі є її маса. Маси зір змінюються в порівняно меншому ступені, ніж їхня світність. Маса Сонця дорівнює 2 ■ 1033 г (перевищує масу Землі в 330 тис. раз), і занадто мало зір, маса яких більша або, навпаки, менша за сонячну масу в 10 разів.

Істотною характеристикою зорі є її радіус. Радіуси зір, на відміну від маси, можуть змінюватися в дуже широких межах; є білі карлики, які за своїми розмірами не перевищують радіус Землі, а є гігантські зорі, так звані «бульбашки»

Хімічний склад зір визначається шляхом скрупульозного аналізу їхніх спектрів. За хімічним складом вони, як правило, бувають гідрогенові й гелієво-плазмові. До складу зір входять також й інші елементи, але їхня кількість досить незначна. Середній хімічний склад зовнішніх шарів зорі виглядає приблизно так: на 10 тис. атомів Гідрогену припадає 1000 атомів Гелію, 5 атомів Оксигену, 2 — Нітрогену, 1 — Карбону, 0,3 — Феруму, ще менше інших елементів. Елементи з атомною масою більшою, ніж у Гелію (важкі елементи), відіграють найважливішу роль у Всесвіті. Вони, насамперед, визначають характер еволюції зір, тому що непрозорість зоряних надр для випромінювання істотно залежить від вмісту важких елементів. З ними пов'язаний і ступінь світності зорі, тому що остання залежить від її непрозорості.

Спектроскопічні дослідження зір показали розходження в їхньому хімічному складі. Наприклад, гарячі масивні зорі, що концентруються в галактичній площині, досить багаті на важкі елементи. Зорі ж, що входять до складу кулястих скупчень, вирізняються значно меншим вмістом важких елементів.

Зорі обертаються навколо своїх осей. Помічено, що зорі різних спектральних класів обертаються з різною швидкістю. Шляхом спектроскопічного методу була виявлена наявність могутніх (до 10 тис.) магнітних полів в атмосферах деяких зір. Тут слід зазначити, що в сонячних плямах напруженість магнітних полів доходить до 3—4 тис. Е.

Зорі еволюціонують. Утворюються вони шляхом конденсації хмар газопилового міжзоряного середовища, і цей процес триває донині. Підтвердженням цього є розташування груп (асоціацій) явних молодих зір у спіральних галузях Галактики, тому що міжзоряний газ в основному концентрується в спіральних рукавах галактик. Найбільша густина міжзоряного газу спостерігається на внутрішніх краях галактичних спіралей, і саме тут накопичуються хмари іонізованого газу.

Протягом довгого часу для астрономів залишалося загадкою, де знаходиться Джерело енергії Сонця й зір, яка їхня природа. З розвитком ядерної фізики Розкрилася і ця таємниця. Джерелом зоряної енергії є термоядерні реакції синтезу, що відбуваються при дуже великих температурах (до десяти мільйонів градусів) у надрах зір. Швидкість цих реакцій безпосередньо залежить від температур, при цьому протони перетворюються на ядра Гелію, а вивільнювана енергія «просочується» за межі зорі і, значно трансформована, випромінюється у світовий простір. Щоб зрозуміти, наскільки могутнє це джерело, уявімо, що Сонце поширює випромінювання протягом мільярдів років і за цей час витратило не більш 10% свого первісного запасу водню.

Еволюція зорі починається з того, що з якої-небудь причини (їх можна перелічити) почала конденсуватися хмара міжзоряного газопилового середовища. Під впливом всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворилася порівняно щільна й непрозора газова куля (протозоря), яку ще не можна назвати зорею, тому що в ній через недостатньо високу температуру ще не почалися термоядерні реакції. Тиск газу усередині кулі поки не може врівноважити сили притягання окремих його частин, тому він буде безупинно стискуватися.

Зазвичай утворюється не одна протозоря, а численна група, яка згодом стає зоряною асоціацією і зоряним скупченням.

Очевидно, на ранньому етапі еволюції зорі навколо неї утворюються менш масивні згустки, які згодом перетворюються на планети.

Коли відбувається стискання зорі, усередині неї підвищується температура і значна частина вивільнюваної потенційної енергії починає випромінюватися в навколишній простір. У зв'язку з тим, що розміри протозорі ще дуже великі, відбувається недостатньо сильне стискання, і випромінювання, яке виходить з одиниці її поверхні, ще незначне. Якщо прийняти, що потік випромінювання з одиниці поверхні (за Стефаном—Больцманом) пропорційний до четвертого ступеня температури, вийде, що температура поверхневих шарів зорі порівняно низька, у той час як її світність буде практично такою ж, як і у звичайної зорі з такою ж масою. Тому на діаграмі «спектр — світність» такі зорі будуть зараховані до розряду червоних гігантів або червоних карликів, залежно від їхньої первісної маси.