§13. Фізичні характеристики зір

Вивчивши цей параграф, ми:

побачимо, як вимірюються відстані до зір;

дізнаємося, що означають зоряні величини;

довідаємося, як без термометра можна виміряти температуру _3о

Вимірювання відстаней до зір

_г- ^дс ₌ ^іа'°- (13.1)

8ІП р 8ІП р

Річний паралакс можна вимірювати тільки про­тягом кількох місяців, поки Земля, а разом із нею і телескоп, рухаючись навколо Сонця, не перемістять­ся у космічному просторі.

Річні паралакси зір астрономи намагалися ви^ значати ще за часів М. Коперника, що могло незаперечним доказом обертання Землі навколо ця та утвердженням геліоцентричної системи • Але тільки у 1837 р. В. Струве в Пулковській астр« номічній обсерваторії (Росія) визначив річний ^ лакс зорі Вега (а Ліри). Найбільший паралакс найближча до нас зоря Проксіма Кентавра — Р ^_о^. але її в Європі не видно. З яскравих зір, ^яК1 ^_3&е на бачити в Україні, найближче до нас пере зоря Сіріус (а Великого Пса), річний парала р = 0,376".

акс як<^

Співвідношення між парсеком та світловим роком таке: _{1 пК} = 3,26 св. року.

Якщо річний паралакс вимірюється кутовими секундами, то відстань до зір у парсеках можна виразити такою формулою:

г~1/р" пк. (13.3)

Видимі зоряні величини

кАсаопа

Полярна мря МАЛА ВЕДМЕДИЦЯ ДРАКОН

ВЕЛИКА ВЕДМЕДИЦЯ

Рис. 13.2. Зорі поблизу Полярної, що використо вують як стандарт для визначення видимих зо­ряних величин

Н_Я ї_х

яскравості Е_х та Е₂

,0,4(тг -т,)

(13.4)

10

-^--"«а зоряна величина т визначає кількість світла, що по­бачити ^{В1Д 3}°РІ до нашого ока. Наислабкіші зорі, які ще можна по-

неозброєним оком, мають т = +6^т.

^^аКтичн^ВНЯННЯ ^^'^ називають формулою Погсона. Яскравість Е

визначає освітленість, яку створюють зорі на поверхні Зем-

бесних світил астрономи взяли за стандарт таїГ"* північний полярний ряд — це 96 зір навколо ■

ного полюса світу. Найяскравіша серед них — д^Вніч-на має зоряну величину т = +2^т (рис. 13.2). Ві н^ цього стандарту найслабкіші зорі, які ще можна ^Н0С8° чити неозброєним оком, мають зоряну величину^П+кГ у бінокль видно зорі до +8^т, у шкільний телескоп В я но світила до +11^т, а за допомогою найбільших теле скопів сучасними методами можна зареєструвати слаб кі галактики до +28^т. Дуже яскраві небесні світила мають від'ємну зоряну величину. Наприклад, най­яскравіша зоря нашого неба Сіріус має видиму зоряну величину т = -1,6^т, для найяскравішої планети Вене­ри т = -4,5^т, а для Сонця т = -26,7^т.

Абсолютна зоряна величина М визначає яскравість, яку мала б зоря на стандартній відстані 10 пк. Світність зорі визна­чає потужність ви­промінювання зорі. За одиницю світ­ності приймається потужність випромі­нювання Сонця 4-Ю²⁶ Вт

кої зорі п'ятої зоряної величини, тобто

зоряна величина Сонця «+5^т. ' _з0ря-

Якщо відома відстань до зорі г в парсеках та її ^вИД^_ізнаЧцт>¹ на величина т, то абсолютну зоряну величину М можна в

(13-5)

•тність зорі визначає кількість енергії, що

• ює зоря за одиницю часу, тобто потужність

_виі'Р^оМ._ні0вання зорі. За одиницю світності в астро-

9*°^° _иймають потужність випромінювання Сонця

воМ^иР д_кщ₀ відома абсолютна зоряна величина

4* , Ті світність визначається за допомогою та-

зорі ^Т _К0Ї формули-

_{ь =} А ₌ ю°'⁴<⁵-^м) (13.6)

Температуру зорі можна визначити за допомогою законів ви­промінювання чорного тіла (див. §6). Найпростіший метод вимірю­вання температури зорі полягає у визначенні її кольору. Правда, не­озброєним оком можна визначити тільки колір яскравих зір, бо чутливість нашого ока до сприйняття кольорів при слабкому освіт­ленні дуже мала. Колір слабких зір можна визначити за допомогою бінокля аіо телескопа, які збирають більше світла, тому в окулярі телескопа зорі здаються нам яскравішими.

За температурою зорі розділили на 7 спектральних класів (рис. 13.3), які позначили літерами латинської абетки: О, В, А, Р, 0, К, М (англійське прислів'я: «ОН, Ве А Ріпе Сігі, Кізв Ме» — *будь гарною дівчиною, поцілуй мене»).

Найвищу температуру на поверхні мають сині зорі спектраль­ного класу О, які випромінюють найбільше енергії у синій частині спектра (рис. 13.4). Кожний спектральний клас поділяється на 10 під­класів: АО, А1... А9.

Звичайно у спектрі кожної зорі є темні лінії поглинання, які Утворюються в розрідженій атмосфері зорі та в атмосфері Землі й по­казують хімічний склад цих атмосфер. Виявилося, що всі зорі ма-маиже однаковий хімічний склад, бо основні хімічні елементи

Рис. 13.3. Кольори зір визначають 7 основних спектральних класів. Найгарячіші зорі синьо­го кольору належать до спектрального класу О, найхолодніші червоні зорі — до спектрально­го класу М. Сонце має температуру фотосфери 5780 К, жовтий колір і належить до спек­трального класу С

Рис. 13.4. Інтенсив­ність випромінювання космічних тіл із різною температурою. Гарячі зорі випромінюють більше енергії у синій частині спектра, а хо­лодні зорі — у черво­ній. Планети випромі­нюють енергію переважно в інфрачер­воній частині спектра

10⁴ 10'

1

і о-²

10"

ю-⁸

Ультрафіолет

Радіуси зір

Радіус зорі можна ви­значити, вимірюючи її світність та температу ру поверхні

Сонце_ч Нейтронна зоря^ Білий карлик

Бетельгейзе

ДЛЯ

(13.10)

Е₀ ^у ' Г

_В

Білі карлики — зорі, що мають радіус у сотні разів менше сонячного і густину в мільйони разів більшу за щільність води. Червоні карлики — зорі з масою меншою, ніж со­нячна, але більшою, ніж у Юпітера. Температура і світність цих зір залиша­ються сталими протягом десятків мільярдів років. Червоні гіганти — зорі, що мають температуру 3000—4000 К і радіус у де­сятки разів більший, ніж сонячний. Маса цих зір не набагато більша від маси Сонця. Такі зорі не перебу­вають у стані рівноваги

Вої з ^ЕИявил°ся, що в космосі не знайшли жод Ші_Сть .' ^ЯКУ можна вважати копією Сонця. Біль- шу н ³ ^ ^{На д}^^агР^аМі розташовані у вузькій смузі, ^Зір _Голо ^вають головною послідовністю. Діаметри

Вість • ^Н°* ^посліД°^вності відрізняються у кілька разів, а їхня світ­ися ^ЗГі^^Но *³ законом Стефана—Больцмана (див. п. 13.5) визнача-поверхні. До цієї смуги входять Сонце та Сіріус. Різниця в температурі на поверхні зір різних спектральних

класів пояснюється

Рис. 13.6. Діаграма Герцшпрунга—Рессела. По осі абсцис позначена температура зір, по осі ординат — світність. Сонце має температуру 5780 К і світність 1. Хо­лодніші зорі на діаграмі розташовані праворуч (червоного кольору), а більш гарячі — ліво­руч (синього кольору). Зорі, що випромінюють більше енергії, розташо­вані вище Сонця, а зорі-карлики — нижче. Біль­шість зір, до яких належить і Сонце, розта­шовані у вузькій смузі, яку називають головною послідовністю зір

Тести

1. Якими одиницями астрономи вимірюють відстань до зір?

А. Кілометрами. Б. Астрономічними одиницями. В. Паралаксами. Г. Світловими роками. Д. Парсеками.

2. Видима зоряна величина визначає:

А. Світність зорі. Б. Радіус зорі. В. Яскравість зорі. Г. Освітленість, яку ство­рює зоря на Землі. Д. Температуру зорі.

3. На якій відстані абсолютна та видима зоряні величини мають однакове значення?

А. 1 а. о. Б. 10 а. о. В. 1 св. рік. Г. 10 св. років. Д. 1 пк. Е. 10 пк.

4. Які з наведених спектральних класів зір мають на поверхні найвищу темпе- ратуру?

А. А; Б. В; В. Р; Г. С; Д. К.

5. Виберіть температуру на поверхні та спектральний клас, до якого належить Сонце:

А. А 10000 К; Б. В 10000 К; В. С 6000 К; Г. 0 6000 К; Д. М 3000 К.

6. Які зорі мають найвищу температуру на поверхні, і до якого спектрального класу вони належать?

⁷- У чому полягає різниця між видимою та абсолютною зоряними величинами?

⁸- Як астрономи вимірюють температуру зір?

9- Якого кольору зорі мають найвищу температуру на поверхні? Які найменшу? Ю. Чи існують зорі, маса яких менша за масу Землі? Радіус яких зір менший

від радіуса Землі?

• Річний паралакс Веги (о Ліри) дорівнює 0,12". Якою є відстань до неї у пар­секах та світлових роках?

ня для спостережень

солютна зоряна величина, видима зоряна величина, діаграма спектр—світність, ^ек' ^північний полярний ряд, світність зорі, спектральні класи.