Звичайні зорі.

Відстань до зір.

Вимірювання відстаней до зорі можна проводити, визначаючи річний

паралакс π – кут, під яким із зорі було б видно радіус земної орбіти.

Найближча до нас зоря Проксима Кентавра має річний паралакс π=0,762"

і знаходиться від нам на відстані 1,3 пк або 4,26 св.р.

Світності, радіуси і температура зір.

Дослідження багатьох тисяч об'єктів зоряного неба привели до висновку,

що за своєю світністю зорі істотно відрізняються між собою. Одні з них мають

світності у сотні, тисячі чи навіть мільйони разів більші від світності Сонця, а

інші, навпаки, у сотні, тисячі й навіть сотні тисяч разів менші за неї. Найбільшу

світність у Галактиці має зоря Н093129А з комплексу Т в сузір'ї Кіля - вона

світиться як мільйон наших Сонць. З іншого боку, світність найближчої до

Сонця зорі Проксими Кентавра становить лише 0,0000561/с. Тільки 18 000

таких Проксим, разом узятих, будуть світити як наше Сонце.

Те ж саме можна сказати і про розміри зір. Є зорі-гіганти і надгіганти,

радіуси яких у сотні й тисячі разів перевершують сонячні. І навпаки, є зорі-

карлики, радіуси яких у десятки і сотні разів менші від К®. А радіуси

нейтронних зір становлять лише 10-30 км.

Температура більшості зір знаходиться в межах від 2 500 К до ЗО 000 К,

хоча відомі й такі зорі, для яких вона менша або більша вказаних меж.

Спектри і спектральна класифікація зір. Вже при першому знайомстві з

зоряним небом привертає увагу відмінність зір за їхніми кольорами. Набагато

сильніше ця відмінність проявляється при розгляданні спектрів. Як правило,

зорі мають неперервний спектр, на який накладаються спектральні лінії,

частіше за все поглинання, але в спектрах деяких зір видно і яскраві лінії

випромінювання.

Моделі зір

Подвійні зорі.

Подвійна зоря — система з двох гравітаційно пов'язаних зір, які

звертаються навколо спільного центру мас по екліптичних орбітах. Інколи

трапляються системи із трьох і більше зірок; у тому загальному разі система

називається кратною зіркою.

Для наочності використовую файл «Схематичне зображення двох небесних

тіл, що обертаються навколо спільного центру мас.»

Види подвійних зірок та їх спостереження

Візуально-подвійні зорі

Подвійні зорі, які можна побачити окремо, називають видимими

подвійними чи візуально-подвійними. Для цих зірок вдається визначити зміну

з часом позиційного кута й оцінити період обертання. Такою зіркою є Сіріус,

що складається з компонентів A і B, що легко розрізняються в звичайний

телескоп.

Компоненти більшості подвійних систем занадто близькі одна до одної

або ж занадто віддалені від Сонячної системи, через що їх неможливо

розрізнити навіть за допомогою найпотужніших телескопів. В цьому випадку

їхню подвійність можливо виявити за деякими іншими ознаками:

Затемнювано-подвійні зорі

Спостерігаються завдяки коливаннями блиску,

створеними періодичними затьмареннями однієї зірки

іншою, це відбувається в тих рідкісних випадках, коли

Земля перебуває в одній площині із орбітами зірок.

Внаслідок чого відбувається періодичне поперемінне

затемнення одним компонентом іншого та навпаки.

Відповідно спостерігається два зниження яскравості

протягом одного циклу. Менше зниження, коли яскравіша зоря закриває від нас

більш тьмяну і сильніше падіння видимої зоряної величини, коли відбувається

навпаки.

Для наочності використовую файл «Ілюстрація затемнювано-подвійної зорі».

Спектрально-подвійні зорі

Спостерігаються завдяки періодичним зсувам спектральних ліній.

Якщо подвійна зірка має достатньо значний власний рух, то можна

спостерігати періодичні відхилення траєкторії руху головного компоненту на

небесній сфері від прямої лінії.

Оптично подвійні зорі

Іноді буває, що дві фізично не пов'язані між собою зірки випадково

проектуються на дуже близькі одна до одної точки небесної сфери. Такі зірки

називаються оптично подвійними — на противагу «істинним», фізично

подвійним. Класичним прикладом таких зірок є Міцар і Алькор у

сузір'ї(Великої Медведиці).

Загальні характеристики Вивчаючи зоряне небо, можна помітити, що є

багато зір, розташованих близько одна від одної. Насправді більшість із них

рознесені в просторі на великі відстані і лише проектуються на близькі точки

небесної сфери. Такі зорі називають оптично подвійними.

На відміну від них фізичними подвійними або кратними називаються

системи зір, які під дією сил взаємного тяжіння обертаються навколо спільного

центра мас.

Кратні системи налічують від двох до десяти компонентів. Компоненти

подвійних зір рухаються відповідно до законів Кеплера: обидві зорі описують у

просторі подібні (тобто з однаковим ексцентриситетом) еліптичні орбіти

навколо спільного центра мас. Атому визначення періоду обертання візуально-

подвійних зір за відомої відстані до них дозволяє визначити їхні маси.

По астрономической классификации данное светило относится к красным...

Зорі - це газові (плазмові) світні кулі, подібні до Сонця.

Класифікація зірок

Зорі - це газові (плазмові) світні кулі, подібні до Сонця. Утворюються із газово-пилового середовища (головним чином з водню і гелію) у результаті гравітаційної нестійкості.

При досягненні в надрах зірок високої густини і температури (біля 10-12 млн. К) починаються термоядерні реакції синтезу елементів - основне джерело енергії більшості зірок. Атмосфери зір - поверхневі шари зірок, у яких формується спектр спостерігаючого випромінювання зірок. В атмосфері зірок звичайно виділяють самий зовнішній шар: протяжну корону, потім хромосферу і розташовану ще глибше фотосферу. Маси зірок (М) знаходяться в межах від 0,04 до ~ 60 М☼, світності (L) від 0,5 до сотень тис. L☼.

Зірки класифікують по світності, масі, температурі поверхні, хімічному складу, особливостям спектру. На визначених етапах зіркової еволюції ряд зірок проходить через стадію нестаціонарності. У залежності від маси зірки наприкінці еволюції стають або білими карликами, або нейтронними зірками, або чорними дірами. Існують зоряні каталоги змінних зірок, подвійних зірок, пульсарів. Поділ зірок за їхньою світністю здійснюється на групи: надгіганти, яскраві і слабкі гіганти, субгіганти, карлики, субкарлики і білі карлики. Розходження світимості в надгігантів і білих карликів понад 20 зоряних величини (більш ніж у 108 разів). Діаграма Герцшпрунга-Рессела виражає зв'язок між світністю і температурою (спектральним класом чи показником кольору) зірок. На цій діаграмі близькі за фізичними властивостями зірки займають відособлені області: головну послідовність зірок, послідовності надгігантів, яскравих і слабких гігантів, субгігантів, субкарликів, білих карликів і ін. Головна послідовність діаграми Герцшпрунга-Рессела, вузька смуга на цій діаграмі, у межах якої знаходиться переважна більшість зірок, перетинає діаграму по діагоналі (від високих до низьких світимостей і температур). Зірки головної послідовності (до них, зокрема, відноситься Сонце) мають однакове джерело енергії термоядерної реакції кисневого циклу. Зірки знаходяться на головній послідовності протягом приблизно 90% усього часу зоряної еволюції. Цим пояснюється переважна концентрація зірок в області головної послідовності.

Астрофізики давно вже зрозуміли, що найістотнішим параметром, що характеризує динаміку зірки, є її маса, тобто загальна кількість речовини, з якої вона складається. Збільшення маси вдвічі спричиняє збільшення світності зірки приблизно в тридцять разів (як у випадку Сиріуса); у стільки ж раз зменшиться світність, якщо масу зменшити наполовину. Сиріус пожирає пальне відповідно в п'ятнадцять разів швидше, ніж Сонце; ми маємо тут справу з зіркою-пустодзвоном, що хоч і світить яскраво, але розгубить свій запал набагато раніше Сонця. Існують, однак, зірки (наприклад, зірка Барнарда) з масою, у десять разів меншою маси Сонця, і світністю, меншою в сто тисяч разів.

Зустрічаються також об'єкти, що світяться настільки слабко, що їх неможливо відрізнити від такої планети, як Юпітер. До речі, багато астрофізиків вважають Юпітер погаслою зіркою (його маса в тисячу разів менша сонячної й у триста разів більша маси Землі). З іншого боку, існують і зірки з масою, у десятки разів більшою маси Сонця, що можуть світити, як мільйон Сонць. Мова йде про об'єкти, надзвичайно нестабільні, життя яких (тривалістю в кілька мільйонів років), як правило, закінчується серією катастроф. Ці надзірки розвиваються дуже швидко, тому потрібно не так багато часу, щоб у центральній області почалося перетворення водню і гелію в більш важкі елементи. Коли в цих перетвореннях починається утворення заліза, стає неможливим подальше виділення ядерної енергії, і знову починається гравітаційний колапс. За певних умов такий колапс відбувається раптово, протягом частки секунди, з погляду супутнього спостерігача. Зірка сплескується, стискуючись до надзвичайно малого об'єму. Тепло, виділене при стиску, передається зовнішній оболонці, і вона, нагріта до мільярдів градусів, викидається в простір зі швидкістю в тисячі кілометрів у секунду. Описане явище відоме за назвою спалах надднової зірки і є одним з найбільш грандіозних і страшних подій на космічній сцені.

Альдебаран – красный гигант в созвездии Тельца.

Альфа Ориона – Бетельгейзе. Сверхгиганты, например, Бетельгейзе – самые мощные источники света. Звезды, имеющие маленькую светимость, называются карликами.

Небольшая точка рядом с Сириусом – его спутник, белый карлик Сириус B