§ 21. Звичайні зірки

1. Відстані до зірок. Як уже було сказано в §3, визначити відстань до зірки можна, знаючи річний паралакс π - кут, під яким із зірки був би видний радіус земної орбіти. Для цього зірку фотографують за допомогою телескопа через кожні 6 місяців, тобто із двох протилежних точок земної орбіти. На фотографіях близька зірка трохи міняє своє положення щодо інших, більш віддалених. Якщо цей зсув таке, що його можна виміряти, то, обчисливши відповідний кут, можна розрахувати відстань до зірки (мал. 3.4) по формулі

(21.1)

де α - середній радіус земної орбіти, r - відстань до зірки, π- її річний паралакс. Оскільки річні паралакси зірок менше 1^о, то формулу можна записати інакше:

Відстань r у цих формулах виражено в астрономічних одиницях. Відстань до небесних тіл, що перебувають за межами Сонячної системи, як правило, вимірюють у парсеках або світлових роках, тоді

(21.3)

Знаючи відстань до зірки, її видиму зоряну величину й використовуючи формули (3.3) і (3.4), можна обчислити два інших її параметри: абсолютну зоряну величину М і світність L,

Із середини XIX і до кінця XX в. були визначені паралакси більш ніж 100 000 об'єктів, тобто встановлені характеристики кожної мільйонної зірки з тих, які перебувають у нашій Галактиці. Використовуючи метод річних паралаксів, астрономи розробили до десяти інших методів визначення відстаней, а отже, і основних фізичних параметрів зірок. Серед них широко використовується метод типового представника, суть якого полягає в наступному.

Якщо для об'єкта з певним набором характеристик (температура Т, колір, маса М й інші) відомі відстань r і видима зоряна величина т, то, обчисливши по формулах (3.3) і (3.4) його абсолютну зоряну величину М и світність L, можемо надалі вважати цей об'єкт «стандартом». Досліджуючи навколишній зоряний світ, знаходимо в ньому об'єкт із подібним набором характеристик. Беручи до уваги, що обидва об'єкти мають однакову абсолютну зоряну величину М, і визначивши видиму величину т досліджуваного об'єкта по формулі (3.3), знаходимо відстань до нього.

2. Світності, радіуси й температури зірок. Вивчення великої кількості зірок показало, що по своїй світності вони істотно відрізняються друг від друга. Світність одних у сотні, тисячі або навіть мільйони разів більше світності Сонця, світність інших, навпаки - у сотні, тисячі й навіть сотню тисяч разів менше. Сама яскрава зірка в Галактиці — зірка НВ93129А з комплексу η у сузір'ї Кіля. Вона світиться як мільйон наших Сонць. Світність найближчої до Сонця зірки Проксими Кентавра становить лише 0,0000561,0. Знадобиться 18 000 таких Проксим, узятих разом, щоб зрівнятися із Сонцем.

Як виявляється, у Галактиці зірок з малими й дуже малими світностями в десятки разів більше, ніж таких, як Сонце. Зірок же, світності яких істотно перевищують сонячну, у сотні й тисячі разів менше. З 40 найбільш близьких до нас зірок тільки три мають світність більше сонячної.

Те ж можна сказати й про розміри зірок. Є зірки гіганти й надгіганти, радіуси яких у сотні й тисячі разів перевершують сонячний. І, навпаки, є зірки карлики, радіуси яких у десятки й сотні разів менше радіуса Сонця. Радіуси ж нейтронних зірок — усього 10-30 км (мал. 21.1).

Температура більшості зірок перебуває в межах від 2 500 до 30 000 К, хоча відомі зірки, для яких вона менше або, навпаки, більше зазначених меж.

3. Спектри й спектральна класифікація зірок. Дивлячись на зоряне небо, можна помітити, що зірки розрізняються по кольорах. ці відмінності істотно проявляються при вивченні спектрів. Зірки

мають безперервний спектр, на який накладаються спектральні .лінії, найчастіше лінії поглинання, але в спектрах деяких зірок

видні і яскраві лінії випромінювання. Зоряний спектр характеризують як Інтенсивності спектральних ліній, так і розподіл енергії в безперервному спектрі.

Як виявилося, серед сотень тисяч зірок важко виявити хоча б дві, спектри яких були б тотожні. І все-таки, аналізуючи зоряні спектри, прийнято виділяти кілька спектральних класів. Найчастіше використовується Гарвардська класифікація, створена в Гарвардському університеті в США. Спектральні класи в цій класифікації позначені буквами латинського алфавіту в такому порядку:

Всередину кожного класу уведені 10 підкласів, які позначаються цифрами від 0 до 9, цифри проставляються після букви (наприклад, А0,А1...,А9, Р0...). Так складається плавна послідовність підкласів.

Класи О, В, А названі гарячі або ранніми, класи Р и О — сонячними, К, М — холодними або пізніми.

Основний критерій спектральної класифікації - інтенсивність атомних спектральних ліній і молекулярних смуг.

Фізичне обґрунтування спектральної класифікації полягає в тому, що вона фактично є температурною класифікацією. Тобто зовнішній вигляд спектра залежить від температури поверхні зірки, і при переході від пізніх спектральних класів до раннього температури збільшуються.

Разом з тим спектральна послідовність - це й послідовність кольорів, тому що різні кольори зірок також залежить від температури. При різних температурах максимум інтенсивності безперервного спектра доводиться на різні його ділянки, И якщо максимум випромінювання зірки перебуває в червоній частині спектра, те її колір буде червоним, якщо в блакитній - блакитним. А якщо зірка з однаковою інтенсивністю випромінює весь безперервний спектр, те її колір буде білим. Тому навіть . без фотометричних вимірів, тільки по зовнішньому вигляду спектрограми зірки можна оцінити її температуру.

4. Діаграма спектр - світність. Датський астроном Э. Герцшпрунг і трохи пізніше американський астрофізик Г. Рессел в 1905 - 1913 р. установили існування залежності між видом спектра (тобто температурою) і світністю зірок.

Ця залежність ілюструється графіком, по одній осі якого відкладається спектральний клас, а по іншійій -- абсолютна зоряна величина. Такий графік називається діаграмою спектр - світність або діаграмою Герцшпрунга - Рессела (ГР, мал. 21.2). Замість абсолютної зоряної величини можна відкладати світність, а замість спектральних класів - температуру.

Як виявилося, зірки не заповнюють поле діаграми рівномірно, а утворять на ній кілька послідовностей. Близько 90% зірок, найближчих до Сонця, зосереджені уздовж вузької смуги,

що перетинає поле діаграми від її лівого верхнього кута до правого нижнього. Ця смуга називається головною послідовністю.У правому нижньому куті перебувають зірки пізніх спектральних класів К, М с малою світністю — червоні карлики. У лівому верхньому куті — зірки ранніх спектральних класів О, В — блакитних гігантів. Над головною послідовністю розташовується група гігантів пізніх класів З - М с великою світністю. Їхній типовий представник — зірка β Близнюків (Поллукс). У верхньому правому куті перебувають надгіганти. Їхній типовий представник — зірка а Оріона (Бетельгепзе).

На 1 000 зірок головної послідовності доводиться один гігант, а на 1 000 гігантів - один надгігант.

Паралельно головної послідовності, але трохи нижче, розташована послідовність субкарликів. Від зірок головної послідовності вони відрізняються значно меншим змістом металів.

І, нарешті, у лівому нижньому куті діаграми розташовані білі карлики - група зірок, світності яких у сотні разів менше сонячної. Тут перебуває близько 10% загальної кількості зірок з окраїн Сонця.

Ключ до розуміння діаграми ГР був знайдений тоді, коли з'ясувалося, що місце, що займає зірка на головній послідовності, залежить від її маси.

Зверніть увагу на цікаву обставину: зірки однакового спектрального класу й, отже, температури на діаграмі ГР розташовуються в різних її точках. Є зірки класу М, які перебувають на діаграмі високо, тобто мають більші світності, і є зірки того ж класу, але розташовані аж унизу головної послідовності, тобто мають маленькі світності. Перші з них ставляться до надгігантів, а другі - до карликів. Яким же образом можна відрізнити перші від других, якщо в них однакова температура поверхні й схожі спектри? Приналежність зірки до гігантів або карликів визначається по зовнішньому вигляді спектральних ліній. Порівнюючи інтенсивності ліній певних елементів й їхню ширину, досить просто можна визначити, яка це зірка - карлик або гігант.

З допомогою діаграми ГР можна визначати відстані до зірок, тому що в зірок одного спектрального класу, розташованих в однакових ділянках діаграми, однакові світності й абсолютні зоряні величини. Якщо нам відомі спектральні характеристики зірки, то по діаграмі ГР можна визначити її світність L и абсолютну зоряну величину М. А далі, використовуючи співвідношення (3.3), обчислимо відстань до її. Такий метод визначення відстаней називається методом спектральних паралаксів. Він дозволяє визначати відстані практично до всіх зірок, спектри яких відомі. Оскільки можна вивчити спектри дуже вилучених зірок, метод спектральних паралаксів застосуємо для об'єктів значної частини Галактики й для найяскравіших зірок, які ми можемо спостерігати в інших галактиках.

5. Моделі зірок. Про внутрішню будову зірок можна довідатися тільки за допомогою розрахунків і подальшого порівняння їх з результатами спостережень. Якщо відома маса й радіус зірки, то можна одержати уявлення про фізичні умови в її надрах тим же шляхом, яким це було зроблено для Сонця. З'ясувалося, що в міру просування нагору уздовж головної послідовності радіуси й температури зростають. Залежно від цього змінюється й характер термоядерних реакцій, що протікають у надрах.

У зірках пізніх спектральних класів З, ДО, М, як й у Сонце, виділення ядерної енергії відбувається в результаті реакції протон-протонного циклу. У гарячих зірках ранніх спектральних класів ПРО, У. А, у надрах яких температура вище й становить десятки мільйонів Кельвінів, головну роль у перетворенні водню в гелій грає реакція вуглецево-азотного циклу, що дає значно більше енергії, чим реакція протон-протонного циклу. Цим і пояснюеться їхня більша світність.

Т аким чином, варто очікувати, що зірки на різних ділянках діаграми ГР мають різну будову, що й підтверджується розрахунками (мал. 21.3).

Відповідно до розрахунків, у зірок верхньої частини головної послідовності через дуже інтенсивне виділення енергії випромінювання не здатне винести з надр всю енергію, що утворилась. Тому в зірках, маса яких перевищує 1,2М₀, енергію переносить саму речовину, що починає перемішуватися в центральних районах. На відміну від Сонця, де існує променисте ядро, у таких зірках виникає центральна конвективна зона, розміри якої становлять біля чверті її радіуса. Навколишні її шари, аж до фотосфери, перебувають у стані променистої рівноваги.

Зірки нижньої частини головної послідовності по своїй будові подібні до Сонця, тобто в них є променисте ядро, зона променистої рівноваги й конвективна оболонка. Чим холодніше зірка, тим довша в неї конвективна оболонка.

Вкрай неоднорідну структуру мають червоні гіганти. З вигорянням водню в центральних зонах зірки область енерговиділення поступово зміщається на периферію. Внаслідок цього утвориться тонкий шар, де тільки й можуть відбуватися реакції за участю водню. Цей шар ділить зірку на дві істотно різні частини: внутрішню («гелієве ядро»), у якій реакції не відбуваються через відсутність водню, і зовнішню потужну конвективну оболонку, у якій водень присутній, але реакції не відбуваються через низьку температуру.

1. Як за допомогою «методу типового представника» визначають відстані

   1. до об'єктів Галактики?

2. Як пояснити розходження спектрів зірок?

3. Як будується діаграма спектр-світність?

4. У чому суть методу спектральних паралаксів?