Лекція №10

Тема.

Звичайні зорі, їх основні характеристики. Подвійні зорі.

План лекції.

1. Визначення відстаней до зір.

2. Основні характеристики зір.

3. Будова зір.

4. Подвійні зорі

Література. Л4 (ст. 91– 93); Л5 (ст.126–138)

1. Визначення відстаней до зір.

Відстань до далекого предмета можна визначити, побудувавши напрямки на цей предмет з двох кінців відомого відрізка (базису), а потім розрахувати розміри трикутника, утвореного кінцями базису та віддаленим предметом (мал. 15).

Чим більший базис, тим точніший результат вимірювання. Відстані до зір дуже великі, тому базис повинен перевищувати розміри земної кулі.

За шість місяців Земля опиняється в діаметрально протилежній точці своєї орбіти (точки Т₁ і Т₂), внаслідок цього положення зорі зміщується на тлі більш віддалених зір (точки S, і S₂) (див. мал. 16). Це зміщення називається паралактичним, а кут, на який змістилася зоря на небесній сфері – паралаксом.

Річний паралакс – кут π, під яким із зорі видно середній радіус Земної орбіти, перпендикулярний до напряму зорі.

Річні паралакси усіх зір менші за 1", тому до середини XIXст. виміряти їх було неможливо. В перше в 1837р. російський астроном В. Струве визначив річний паралакс зорі Веги (α Ліри): π= 0,123". Відстань від Землі до зорі

де а = 1а.о. – радіус земної орбіти, π– річний паралакс зорі. Для малих кутів sinπ =π (π у радіанах). Паралакси зручно визначати в секундах (1 рад = 206265 "). Отже, r=206265 "/π" (а.о.).

Відстань до зір вимірюється також в парсеках і світлових роках.

1 Парсек (скорочено від паралакс і секунда) – відстань, з якої радіус земної орбіти видно під кутом 1".

1пк = 206265а.о. = 3,0856 *10¹⁶м.

1 світловий рік — відстань, яку світло проходить у вакуумі за 1 рік.

1св.р = 9,5 *10¹⁵м = 63240а.о. = 0,3066пк.

1пк = 3,26св.р.

Метод річного паралаксу застосовується до зір, відстань до яких не перевищує 100пк. Відстань до більш віддалених об'єктів установлюється іншими, менш точними методами, наприклад, методом типового представника за абсолютною (М) та видимою (m) зоряними величинами (див. наступний розділ).

2. Основні характеристики зір.

Зоря – самосвітній космічний об'єкт, у надрах якого відбувається або відбувались екзотермічні термоядерні реакції.

1) т – видима зоряна величина, що характеризує яскравість (блиск) зорі (m від лат. magnitude - величина). Позначається як показник степеня біля цифри, яка вказує на її числове значення. Найяскравіші зорі мають першу зоряну величину (1^m), менш яскраві – другу, третю і т. д. Неозброєним оком можна спостерігати зорі до шостої зоряної величини.

Видимою зоряною величиною називається взятий із знаком мінус логарифм по основі 2,512 від освітленості, що створює даний об'єкт на площині, перпендикулярній до його променів

Для двох зір, що дають освітленості Е, і Е₂ різниця видимих зоряних величин

Різниця в 5 зоряних величин (т₂ — т₁ = 5) відповідає відмінності видимого блиску в 100 разів. Отже, різниця в одну зоряну величину означає, що зоря яскравіша за іншу в 2,5 рази. Пізніше були введені дробові та від'ємні зоряні величини. Що яскравішим є світило на небі, то меншою є його зоряна величина. Наприклад, для Полярної зірки +2,3^m, Сиріуса – 1.58^m, Венери – 4^m, повного Місяця – ll^m, Сонця –26,8^m.

Видима зоряна величина не дає повної інформації про потужність світила, оскільки суттєво залежить від відстані до зорі.

2) М – абсолютна зоряна величина – зоряна величина, яку б мала зоря, перебуваючи на відстані 10 пк від спостерігача

r – відстань до зорі, виражена в парсеках. Абсолютна зоряна величина Сонця

Отже, на відстані 10 парсек Сонце мало б вигляд слабкої зірочки, міріади яких розсіяні на небосхилі. Абсолютні зоряні величини змінюються від М = –10 до М = +19.

3) L – світність зорі — повна кількість енергії, яку випромінює зоря з усієї своєї поверхні за одиницю часу в усіх напрямках. Як правило, світність зорі виражають в одиницях світності Сонця L_Q

де L₀= 4*10²⁶Вт.

За світністю зорі поділяються на надгіганти, гіганти та карлики. Наприклад, надгіганти: зоря, Скорпіона (m = 4,9, М = –9,4, L = 480000L_о), зоря Бетельгейзе (α Оріона) (m = 0,42, М = –6,1,L = 21300L_о ). Гіганти: Альдебаран (L = 100L_о), Арктур (L = 107L_о ), Вега (L = 50L_о). Сонце належить до карликових зір. Є зорі значно слабші, наприклад, найближча до нас Проксима Кентавра випромінює енергії у 18000 разів менше, ніж Сонце. Карликових зір у природі значно більше, ніж гігантів та надгігантів. Із 40 найближчих до Землі зір лише три потужніші, ніж Сонце: Сиріус, Процион і Проксима Кентавра (α–Центавра).

4) Колір та температура. Колір зорі тісно пов'язаний з температурою її поверхні. Найвищу температуру мають зорі блакитного та білого кольору, менш гарячі – жовтуватого, холодні – червоного. Найхолодніші з них мають температуру 2–3тис. Кельвінів. Для більш точного визначення температури використовують спектральний аналіз. Зовнішній вигляд спектра зорі залежить від температури на її поверхні. За різних температур максимум інтенсивності неперервного спектра припадає на різні його ділянки. Якщо максимум випромінювання зорі знаходиться у червоній ділянці спектра, то її колір буде червоним, якщо у блакитній -блакитним. А якщо зоря випромінює з однаковою інтенсивністю весь неперервний спектр, то її колір буде білим.

5) Розміри зір. Кутовий діаметр яскравих і не дуже віддалених зір вимірюється за допомогою оптичного зоряного інтерферометра.

В більшості випадків радіус зорі визначають за теоретичною формулою:

В окремих випадках для визначення кутового діаметра зір вдається використати вигляд інтерференційної картини, яка виникає під час покриття зір Місяцем. Лінійні радіуси можна визначити у затемнювано-змінних зір за тривалістю затемнення.

Найменші зорі (білі карлики) мають у діаметрі кілька тисяч кілометрів. Розміри найбільших – червоних надгігантів – у сотні, тисячі разів перевищують сонячні.

6) Маса зорі. Маса зорі є дуже важливою характеристикою. Чим більша маса, тим більший тиск і температура в її центрі, а це визначає практично всі інші характеристики зорі, побудову, а також особливості її життєвого шляху.

Вік зорі залежить безпосередньо від її маси. Зорі з масою в 100 разів більшою від сонячної існують усього кілька мільйонів років. Якщо маса становить 2–3 сонячних, вік зорі збільшується до мільярда років. Вік Сонця – 4,5 – 5млрд років.

Прямі оцінки маси можна зробити тільки на основі закону всесвітнього тяжіння. їх вдалося отримати для більшості подвійних зір. Наближено масу зорі можна розрахувати за іншими характеристиками, зокрема за світністю зорі. При збільшенні маси в 2 рази світність збільшується в 10 разів.