Загальні відомості про зірки і вивчення зірок
Зірки, самосветящіеся небесні тіла, що складаються з розпечених газів, за своєю природою схожі з Сонцем. Сонце здається незрівнянно більше зірки тільки завдяки близькості його до Землі: від Сонця до Землі світло йде 81 / 3 хв, а від найближчої зірки (Центавра - 4 роки 3 міс. Через великих відстаней від Землі зірка і в телескоп видно як точки, а не як диски (на відміну від планет). Число зірок, видимих неозброєним оком на обох півкулях небесної сфери в безмісячну ніч, становить близько 5 тис. У потужні телескопи видно мільярди зірок.
Вивчення зірок було викликано потребами матеріального життя суспільства (необхідність орієнтування при подорожах, створення календаря, визначення точного часу). Вже в глибокій старовині зоряне небо було поділене на сузір'я. Довгий час зірки вважалися нерухомими точками, по відношенню до яких спостерігалися руху планет і комет. З часів Аристотеля (IV ст. До н. Е..) Протягом багатьох століть панували погляди, згідно з якими зоряне небо вважалося вічною і незмінною кришталевою сферою, за межами якої знаходилося житло богів. В кінці 16 ст. італійський астроном Джордано Бруно вчив, що зірки - це далекі тіла, подібні до нашого Сонця. У 1596 німецьким астрономом І. Фабриціуса була відкрита перша змінна зірка, а в 1650 италийским вченим Дж. Риччоли - перша подвійна зірка. У 1718 англійський астроном Е. Галлей виявив власні руху трьох зірок. У середині і в 2-ій половині 18 ст. російський учений М. В. Ломоносов, німецький учений І. Кант, англійські астрономи Т. Райт і В. Гершель і інші висловлювали правильні ідеї про ту зоряній системі, в яку входить Сонце. У 1835-39 російський астроном В. Я. Струве, німецький астроном Ф. Бессель і англійський астроном Т. Гендерсон вперше визначили відстані до трьох близьких зірок. У 60-х рр.. 19 в. для вивчення зірок застосували спектроскоп, а в 80-х рр.. стали користуватися і фотографією. Російський астроном А. А. Білопільський в 1900 експериментально довів для світлових явищ справедливість принципу Доплера, на підставі якого за зміщення ліній у спектрі небесних світил можна визначити їх швидкість руху уздовж променя зору. Накопичення спостережень і розвиток фізики розширили уявлення про зорі.
На початку 20 ст., Особливо після 1920, відбувся переворот у наукових уявленнях про зірок. Їх почали розглядати як фізичні тіла; стали вивчатися структура зірки, умови рівноваги їх речовини, джерела енергії. Цей переворот був пов'язаний з успіхами атомної фізики, які призвели до кількісної теорії зоряних спектрів, і з досягненнями ядерної фізики, що дали можливість провести аналогічні розрахунки джерел енергії та внутрішньої будови зірки (найбільш важливі результати були отримані німецькими вченими Р. Емден, К. Шварцшильда, Х. Бете, англійськими вченими А. Еддінгтон, Е. Мілном, Дж. Джинси, американськими вченими Г. Ресселом, Р. Крісті, радянським ученим С. А. Жевакіна). У середині 20 ст. дослідження зірок придбали ще більшу глибину в зв'язку з розширенням спостережних можливостей і застосуванням електронних обчислювальних машин (американські вчені М. Шварцшильд, А. Сандідж, англійський учений Ф. Хойл, японський вчений С. Хаясі та інші). Великі успіхи були досягнуті також у вивченні процесів переносу енергії в фотосфера зірок (радянські вчені Е. Р. Мустела, В. В. Соболєв, американський учений С. Чандрасекар) і в дослідженнях структури і динаміки зоряних систем (голландський вчений Я. Оорт, радянські вчені П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркін та інші).
Параметри зірочок
Основні характеристики зірки - маса, радіус (не рахуючи зовнішніх прозорих шарів), світність (повна кількість випромінюваної енергії); ці величини часто виражаються в частках маси, радіуса і світності Сонця. Крім основних параметрів, вживаються їх похідні: ефективна температура; спектральний клас, що характеризує ступінь іонізації і збудження атомів в атмосфері зірки; абсолютна зоряна величина (тобто зоряна величина, яку мала б зоря на стандартному відстані 10 парсеків); показник кольору (різниця зоряних величин, визначених у двох різних спектральних областях).
Зоряний світ надзвичайно різноманітний. Деякі зірки в мільйони разів більше (за об'ємом) і яскравіше Сонця (зірки-гіганти); в той же час є безліч зірок, які за розмірами та кількістю випромінюваної ними енергії значно поступаються Сонця (зірки-карлики). Різноманітні і світності зірок; так, світність зірки S Золотої Риби в 400 тис. разів більше світності Сонця. Зірки бувають розріджені і надзвичайно щільні. Середня щільність ряду гігантських зірок у сотні тисяч разів менше щільності води, а середня щільність білих карликів, навпаки, в сотні тисяч разів більше щільності води.
У деяких типів зірок блиск періодично змінюється; такі зірки називаються змінними зірками. Грандіозні зміни, супроводжувані раптовими збільшеннями блиску, відбуваються в нових зірок. При цьому за кілька діб невелика зірка-карлик збільшується, від неї відділяється газова оболонка, яка, продовжуючи розширюватися, розсіюється в просторі. Потім зірка знову стискається до невеликих розмірів. Ще більші зміни відбуваються під час спалахів наднових зірок.
Вивчення спектрів зір дозволяє визначити хімічний склад їх атмосфер. Зірок, як і Сонце, складаються з тих же хімічних елементів, що і всі тіла на Землі.
У зірку переважають водень (близько 70% по вазі) і гелій (близько 25%); інші елементи (серед них найбільш рясні кисень, азот, залізо, вуглець, водень) зустрічаються майже точно у тому ж співвідношенні, що і на Землі. Для спостережень поки доступні лише зовнішні шари зірки. Проте зіставлення даних безпосередніх спостережень з висновками, що випливають із загальних законів фізики, дозволило побудувати теорію внутрішньої будови зірки і джерел зоряної енергії.
Сонце за всіма ознаками є рядовий зіркою. Є всі підстави припускати, що багато зірок, як і Сонце, мають планетні системи. Внаслідок дальності відстані поки ще не вдається безпосередньо побачити такі супутники зірок навіть у найпотужніші телескопи. Для їх виявлення необхідні тонкі методи дослідження, ретельні спостереження протягом десятків років і складні розрахунки. У 1938 шведський астроном Е. Хольмберг запідозрив, а пізніше радянський астроном А. Н. Дейч та інші встановили існування невидимих супутників у зірки 61 Лебедя та інших близьких до Сонця зірок. Наша планетна система не є винятковим явищем. На багатьох планетах, що оточують інші зірки, також мабуть існування життя, і Земля не представляє в цьому відношенні винятку.
Зірки часто розташовані парами, що обертаються навколо загального центру мас; такі зірки називаються подвійними зірками. Зустрічаються також потрійні і кратні системи зірок.
Взаємне розташування зірок з плином часу повільно змінюється внаслідок їх рухів у Галактиці. Зірки утворюють в просторі величезні зоряні системи - галактики. До складу нашої Галактики (до якої належить Сонце) входить більше 100 млрд. зірок. Вивчення будови Галактики показує, що багато зірок групуються в зоряні скупчення, зоряні асоціації та інші утворення.
Зірки вивчаються в двох доповнюють один одного напрямках. Зоряна астрономія, яка розглядає зірки як об'єкти, які характеризуються тими чи іншими особливостями, досліджує рух зірки, розподіл їх у Галактиці і в скупченнях, різні статистичні закономірності. Предметом вивчення астрофізики є фізичні процеси, що відбуваються в зірках, їх випромінювання, будова, еволюція.
Маси зірок
Маси можуть бути визначені безпосередньо лише у подвійних зірок на основі вивчення їхніх орбіт. У спектрально-подвійних зірок вимірювання зміщень спектральних ліній внаслідок ефекту Доплера дозволяють визначити період обертання компонентів і проекції максимальної швидкості кожного компонента на промінь зору. Аналогічні вимірювання можна провести і в деяких візуально-подвійних зірках. Цих даних достатньо для обчислення відношення мас компонентів. Абсолютні значення мас визначаються, якщо система є в той же час і затемнено-подвійний, тобто якщо її орбіта видно з ребра і компоненти зірки поперемінно закривають один одного. Вивчення мас подвійних зірок показує, що між масами і світностями зірок головної послідовності існує статистична залежність. Ця залежність, поширена і на одиночні зірок, дозволяє побічно, визначаючи світності зірок, оцінювати і їх маси.
Світності зірок і відстані до них
Основний метод визначення відстаней до зірки полягає у вимірюванні їх видимих зміщень на тлі більш далеких зірок, обумовлених зверненням Землі навколо Сонця. По зсуву (паралаксом), величина якого обернено пропорційна відстані, обчислюють і саме відстань. Однак такий спосіб вимірів застосовується тільки до найближчих зірок.
Знаючи відстань до зірки та її видиму зоряну величину m, можна знайти абсолютну зоряну величину М за формулою:
М = m +5-5 lg r,
де r - відстань до зірки, виражене в парсеках. Визначивши середні абсолютні зоряні величини для зірки тих чи інших спектральних класів і зіставивши з ними видимі зоряні величини окремих зірок цих же класів, можна визначити відстані і до віддалених зірки, для яких параллактичний зміщення невідчутні. Абсолютні зоряні величини деяких типів змінних зір (наприклад, цефеїд) можна встановити за величиною періоду зміни блиску, що також дозволяє визначати відстані до них.
Відстані оцінюються також за систематичним компонентів променевих швидкостей і власних рухів зірок, обумовленим особливостями обертання Галактики і рухом Сонця (разом із Землею) у просторі і залежним, від віддаленості зірки. Щоб виключити вплив власних швидкостей окремих зірок, визначають відстань відразу до великої групи їх (статистичні або групові паралакси).
Температури і спектральні класи зірок
Розподіл енергії в спектрах розжарених тіл неоднаково: залежно від температури максимум випромінювання припадає на різні довжини хвиль, змінюється колір сумарного випромінювання. Дослідження цих ефектів у зірки, вивчення розподілу енергії в зоряних спектрах, вимірювання показників кольору дозволяють визначати їх температури. Температури зірок визначають також за відносними інтенсивностями деяких ліній в їх спектрі, що дозволяє встановити спектральний клас зірок. Спектральні класи зірок залежать від температури і з спадання її позначаються літерами: О, В, A, F, G, К, М. Крім того, від класу G відгалужується побічний ряд вуглецевих зірок С, а від класу К - побічна гілка S. З класу Про виділяють більш гарячі зірки. Знаючи механізм утворення ліній у спектрах, температуру можна обчислити за спектральному класу, якщо відомо прискорення сили тяжіння на поверхні зірки, пов'язане з середньою щільністю її фотосфери, а отже, і розмірами зірки (щільність може бути оцінена по тонких особливостей спектрів). Залежність спектрального класу або показника кольору від ефективної температури зірки називається шкалою ефективних температур. Знаючи температуру, можна теоретично розрахувати, яка частка випромінювання зірки доводиться на невидимі області спектра - ультрафіолетову та інфрачервону. Абсолютна зоряна величина і поправка, що враховує випромінювання в ультрафіолетовій та інфрачервоній частинах спектра, дають можливість знайти повну світність зірки.
Радіуси зірочок
Знаючи ефективну температуру Тef і світність L, можна обчислити радіус R зірки за формулою:
L = 4pR2sT4ef
заснованої на Стефана - Больцмана законі випромінювання (s - постійна Стефана). Радіуси зірки з великими кутовими розмірами можуть бути виміряні безпосередньо за допомогою зоряних інтерферометрів. У затемнення-подвійних зірок можуть бути обчислені значення найбільших діаметрів компонентів, виражені в частках великої півосі їх відносної орбіти.
Обертання зірок
Обертання зірок вивчається за їхніми спектрами. При обертанні один край диска зірки віддаляється від нас, а інший наближається з тією ж швидкістю. У результаті в спектрі зірки, які отримують одночасно від усього диска, лінії розширюються і, відповідно до принципу Доплера, набувають характерний контур, за яким можливо визначати швидкість обертання. Зірки ранніх спектральних класів О, В, А обертаються зі швидкостями (на екваторі) 100-200 км / с. Швидкості обертання більш холодних зірок - значно менше (декілька км / с). Зменшення швидкості обертання зірки пов'язано, мабуть, з переходом частини моменту кількості руху до навколишнього її газопилового диска внаслідок дії магнітних сил. Через швидке обертання зірки приймає форму сплюсненого сфероида. Випромінювання з зоряних надр просочується до полюсів швидше, ніж до екватора, внаслідок чого температура на полюсах виявляється більш високою. Тому на поверхні зірки виникають меридіональні течії від полюсів до екватора, які замикаються в глибоких шарах зірки. Такі рухи відіграють істотну роль в перемішуванні речовини в шарах, де немає конвекції.
Внутрішнє будова зірок
Оскільки надра зірок недоступні безпосереднім спостереженнями, внутрішня будова зірки вивчається шляхом побудови теоретичних зоряних моделей, яким відповідають значення мас, радіусів і светимостей, які спостерігаються у реальних зірок. В основі теорії внутрішньої будови звичайних зірок лежить уявлення про зірок як про газовий кулі, що знаходиться в механічному і тепловій рівновазі, протягом тривалого часу не розширюється і не стискається. Механічне рівновага підтримується силами гравітації, спрямованими до центру зірки, і газовим тиском у надрах зірок, чинним назовні і уравновешивающим сили гравітації. Тиск зростає з глибиною, а разом з ним збільшуються щільність і температура. Теплове рівновагу полягає в тому, що температура зірки - у всіх її елементарних обсягах - практично не змінюється з часом, тобто кількість енергії, що йде з кожного такого обсягу, компенсується приходить в нього енергією, а також енергією, що виробляється там ядерними або іншими джерелами.
Температури звичайних зірок змінюються від декількох тис. градусів на поверхні до десяти млн. градусів і більше в центрі. При таких температурах речовина складається з майже повністю іонізованих атомів, завдяки чому виявляється можливим у розрахунках зоряних моделей застосовувати рівняння стану ідеального газу. При дослідженнях внутрішньої будови зірки істотне значення мають передумови про джерела енергії, хімічному складі зірки і про механізм переносу енергії.
Основним механізмом перенесення енергії в зірці є промениста теплопровідність. При цьому дифузія тепла з більш гарячих внутрішніх областей зірки назовні відбувається за допомогою квантів ультрафіолетового випромінювання, що випускається гарячим газом. Ці кванти поглинаються в інших частинах зірки і знову випромінюються; у міру переходу в зовнішні, більш холодні шари частота випромінювання зменшується. Швидкість дифузії визначається середньою величиною пробігу кванта, яка залежить від прозорості зоряної речовини, що характеризується коефіцієнт поглинання. Основними механізмами поглинання в зірку є фотоелектричне поглинання і розсіяння вільними електронами.
Промениста теплопровідність є основним видом перенесення енергії для більшості зірок. Однак у деяких частинах зірки істотну роль грає конвективний перенос енергії, тобто перенесення тепла масами газу, що піднімаються і спускаються під впливом відмінності температури. У холодних зірок повна іонізація наступає на більшій глибині, так що конвективна зона у них товщі і охоплює більшу частину обсягу.
Хімічний склад речовини надр зірок на ранніх стадіях їх розвитку подібний з хімічним складом зоряних атмосфер, який визначається з спектроскопічних спостережень. З плином часу ядерні реакції змінюють хімічний склад зоряних надр і внутрішня будова зірки змінюється.
Джерела зоряної енергії та еволюція зірок
Основним джерелом енергії зірки є термоядерні реакції, при яких з легких ядер утворюються більш важкі; найчастіше це - перетворення водню в гелій. У зірку з масою, меншою двох сонячних, воно відбувається головним чином шляхом з'єднання двох протонів в ядро дейтерію, потім перетворенням дейтерію в ізотоп He3 шляхом захоплення протона і, нарешті, перетворенням двох ядер He3 в He4 і два протони. У більш масивних зірок переважає вуглецево-азотна циклічна реакція: вуглець захоплює послідовно 4 протони, виділяючи попутно два позитрона, перетворюється спочатку в азот, потім розпадається на гелій і вуглець. Остаточним результатом обох реакцій є синтез ядра гелію з чотирьох ядер водню з виділенням енергії: ядра азоту і вуглецю в вуглецево-азотної реакції грають лише роль каталізатора. Для зближення ядер на таку відстань, коли може статися захоплення, потрібно подолати електростатичне відштовхування, тому реакції можуть йти тільки при температурах, що перевищують 107 градусів. Такі температури зустрічаються в самих центральних частинах зірок. У зірках малих мас, де температура в центрі недостатня для термоядерних реакцій, джерелом енергії служить гравітаційне стиснення зірки.
У масивних зірок ядро в кінці еволюції нестійке, радіус його зменшується приблизно до 10 км, і зірка перетворюється на нейтронну (складається з нейтронів, а не з ядер і електронів, як звичайні зірки). Нейтронні зірки мають сильне магнітне поле і швидко обертаються. Це призводить до спостережуваних сплесків радіовипромінювання, а іноді до сплесків також і оптичних та рентгенівського випромінювань. Такі об'єкти називаються пульсарами. При ще великих масах відбувається колапс - необмежена падіння речовини до центру зі швидкістю, близькою до швидкості світла. Частина гравітаційної енергії стискання виробляє викид оболонки зі швидкістю до 7000 км / с. При цьому зірка перетворюється на наднову зірку, її випромінювання збільшується до декількох млрд. светимостей Сонця, а потім поступово, протягом кількох місяців згасає.
Подвійні зірки
Велика частина зірок входить до складу подвійних або кратних зоряних систем. Якщо компоненти подвійних зірок розташовані досить далеко один від одного, вони видні окремо. Це візуально-подвійні зірки. Іноді один, більш слабкий, компонент не видно, і двоїстість виявляється по непрямолінійність руху більш яскравої зірки. Найчастіше ж подвійні зірки розпізнаються з періодичного розщеплення ліній у спектрі (спектрально-подвійні зірки) або по характерних змін блиску (затемнено-подвійні зірки). Велика частина подвійних зірок утворює тісні пари. На еволюцію компонентів таких зірок істотний вплив роблять взаємні приливні обурення. Якщо один з компонентів зірки роздувається в процесі еволюції, то при деяких умовах з точки її поверхні, зверненої до іншого компоненту, починається закінчення газу. Газ утворює потоки навколо другого компонента і частково потрапляє на нього. У результаті перший компонент може втратити більшу частину маси і перетворитися на субгіганти або навіть на білого карлика. Другий же компонент набуває частину втраченої маси і відповідно збільшує світність. Оскільки ця маса може включати газ не тільки з атмосфери, а й з глибоких шарів, близьких до ядра першого компонента, в подвійній зірці можуть спостерігатися аномалії хімічного складу. Однак ці аномалії стосуються тільки легких елементів, тому що важкі елементи в гігантах не утворюються. Вони з'являються при вибухах наднових зір, коли виділяється багато нейтронів, які захоплюються ядрами атомів і збільшують їх вагу.
Змінні зірки
Блиск багатьох зірок непостійний і змінюється відповідно до тим чи іншим законом; такі зірки називаються змінними зірками. Зірки, у яких зміни блиску пов'язані з фізичними процесами, що відбуваються в них самих, являють собою фізичні змінні зірки (на відміну від оптичних змінних зірок, до числа яких відносяться затемнення-подвійні зірки). Періодична і полуперіодіческая змінність пов'язана зазвичай з пульсаціями зірок, а іноді з великомасштабної конвекцією. Зіркам як системам, що знаходяться в стійкій рівновазі, властиві пульсації з власними періодами. Коливання можуть виникнути в процесі перебудови структури зірки, пов'язаної з еволюційними змінами. Однак, щоб вони не згасали, повинен існувати механізм, який підтримує або посилює їх: у період максимального стиснення зірку необхідно отримати теплову енергію, яка піде назовні в період розширення. Згідно сучасним теоріям, пульсації у багатьох типів змінних зір пояснюються тим, що при стисненні зірок збільшується коефіцієнт поглинання; це затримує загальний потік випромінювання, і газ отримує додаткову енергію. При розширенні поглинання зменшується, і енергія виходить назовні. Неоднорідне будова зірки, наявність у них кількох шарів з різними властивостями порушує регулярну картину, робить зміни параметрів зірки відмінними від правильної синусоїди. Основна стояча хвиля коливання часто знаходиться в глибині зірки, а на поверхню виходять породжувані нею біжать хвилі, які впливають на фази змін блиску, швидкості та інших параметрів.
Деякі види змінних зір відчувають спалаху, при яких блиск зростає на 10-15 зоряних величин. Такі спалахи пов'язані з раптовим розширенням фотосфери з великими швидкостями (до 1000-2000 км / с у нових зірок), що призводить до викиду оболонки. Після спалаху блиск починає зменшуватися з характерним часом 50-100 діб. У цей час триває витікання газів з поверхні з швидкістю в декілька тис. км / с. Всі ці зірки виявляються тісними подвійними, і їх спалаху, безсумнівно, пов'язані із взаємодією компонентів системи, один з яких чи обидва зазвичай є гарячими зірками-карликами. На структуру оболонок, викинутих новими зірками, мабуть, істотно впливає сильне магнітне поле зірок. Швидка неправильна змінність зірок. типу Т Тельця, UV Кита і деяких інших типів молодих стискальних зірочок пов'язана з потужними конвективними рухами в цих зірках, виносять на поверхню гарячий газ. До змінних зірок можна віднести і наднові зірки. У Галактиці відомо понад 30 000 змінних зірок.