РЕФЕРАТ
по темі: «Класифікація зірок»
ЗМІСТ
ВСТУП
1. ЕВОЛЮЦІЯ І ХІМІЧНИЙ СКЛАД ЗІРОК
2. КЛАСИФІКАЦІЯ ЗІРОК за фізичними характеристиками
3. ПОДВІЙНІ І ЗМІННІ ЗІРКИ
ВИСНОВОК
СПИСОК ЛІТЕРАТУРИ
ВСТУП
Щоб милуватися зоряним небосхилом, зовсім не обов'язково описувати всі зірки і з'ясовувати їх фізичні та хімічні характеристики - вони гарні самі по собі. Але якщо розглядати зірки як природні об'єкти, природний шлях до їх пізнання лежить через вимірювання, зіставлення їх властивостей і складання класифікації.
Ми живемо у відносно спокійній області Всесвіту, саме тому життя на Землі виникла й існує в продовження такого величезного (за людськими мірками) проміжку часу. Однак, з точки зору дослідження зірок цей серйозний мінус. На багато парсеки навколо (парсек - одиниця зоряних відстаней, рівна 3,26 світлового року або приблизно 30 трлн. Км) розташовані тільки неяскраві і невиразні світила, подібні до нашого Сонця. А все мало поширені типи зірок знаходяться дуже далеко. Тому різноманітність світу зірок довгий час залишалося прихованим від людського ока. Винахід потужних астрономічних приладів, дозволило усвідомити наскільки всі зірки різні.
Основними характеристиками зірки, які можуть бути тим чи іншим способом визначені зі спостережень, є потужність її випромінювання (в астрономії світність), маса, радіус, температура і хімічний склад атмосфери. Знаючи дані параметри, обчислюється вік зірок. Перераховані параметри змінюються в дуже широких межах. Крім того, вони взаємопов'язані.
Простежити життя зірки від початку до кінця неможливо, проте можна спостерігати багато зірок, що знаходяться на різних стадіях розвитку, і з численним «зоряним портретів» відновити еволюційний шлях кожної зірки.
1. ЕВОЛЮЦІЯ І ХІМІЧНИЙ СКЛАД ЗІРОК
Життєвий шлях зірки досить складний. Протягом своєї історії вона розігрівається до дуже високих температур і остигає до такої міри, що в її атмосфері починають утворюватися порошинки. Зірка розширюється до грандіозних розмірів і стискається до декількох десятків кілометрів. Світимість її зростає до величезних величин і падає майже до нуля.
Зірки утворюються з космічних газопилових хмар, При стиску під дією тяжіння згустку газу його внутрішня частина поступово розігрівається. Коли температура в центрі досягне приблизно мільйона градусів, починаються ядерні реакції - утвориться зірка. Джерело енергії зірки знаходиться в конвективної ядрі. У міру перетворення водню в гелій молекулярна маса речовини ядра зростає, а його обсяг зменшується, зовнішні області зірки при цьому розширюються, а температура її поверхні падає. Гаряча зірка - блакитний гігант - поступово перетворюється в червоний гігант. Далі зірка стане білим карликом, а в кінцевій стадії нейтронної зіркою чи чорною дірою.
На початку ХХ ст., Завдяки працям англійського астрофізика Артура Еддінгтона, остаточно сформувалося уявлення про зірок як про розпечених газових кулях, що містять в своїх надрах джерело енергії - термоядерний синтез ядер гелію з ядер водню. Згодом з'ясувалося, що в зірках можуть синтезуватися і важчі хімічні елементи. За сучасними уявленнями, життєвий шлях одиночної зірки визначається її початковою масою і хімічним складом. Чому дорівнює мінімальна можлива маса зірки, з упевненістю сказати не можна, тому що маломасивні зірки дуже слабкі об'єкти і спостерігати їх досить важко. Теорія зоряної еволюції стверджує, що в тілах масою менше ніж сім-вісім сотих часток маси Сонця довготривалі термоядерні реакції йти не можуть. Ця величина близька до мінімальної маси досліджуваних зірок. Їх світність менше сонячної в десятки тисяч разів. Температура на поверхні подібних зірок не перевершує 2-3 тис. градусів. Одним з таких тьмяних багрово-червоних карликів є найближча до Сонця зірка Проксима в сузір'ї Центавра.
У зірках великої маси, навпаки, ці реакції протікають з величезною швидкістю. Якщо маса народжуваної зірки перевищує 50-70 сонячних мас, то після загоряння термоядерного палива надзвичайно інтенсивне випромінювання своїм тиском може просто скинути надлишок маси, що призводить до утворення наднових зірок.
Хімічний склад зірок був з'ясований завдяки спектральному аналізу, що дало докази фізичного єдності світу - на зірках не виявлено жодного невідомого хімічного елемента.
Найбільш рясним елементом в зірках є водень. Приблизно втричі менше міститься в них гелію. Тим не менш, кажучи про хімічний склад зірок, найчастіше мають на увазі вміст елементів важче гелію. Частка важких елементів невелика (близько 2%), але вони, як правило, є визначальними для розміру, температури, і світності зірки.
Після водню і гелію на зірках найбільш поширені ті ж елементи, які переважають в хімічному складі Землі: кисень, вуглець, азот, залізо та ін Хімічний склад різний у зірок різного віку. У самих старих зірках частка елементів важче гелію значно менше, ніж на Сонці. У деяких зірках вміст заліза менше сонячного в сотні і тисячі разів. Зірок, де цих елементів було б більше, ніж на Сонці, порівняно небагато. Ці зірки (багато з них подвійні), як правило, є незвичайними і за іншими параметрами: температурі, напруженості магнітного поля, швидкості обертання. Деякі зірки виділяються за змістом якого-небудь одного елемента або групи елементів. Такі, наприклад, барієві або ртутно-марганцеві зірки.
Хімічні елементи важче гелію утворилися в результаті термоядерних і ядерних реакцій в надрах дуже масивних зірок, при спалахах нових і найновіших зірок попередніх поколінь. Вивчення залежності хімічного складу від віку зірочок дозволяє пролити світло на історію їх утворення в різні епохи, на хімічну еволюцію Всесвіту в цілому.
Важливу роль у житті зірки грає її магнітне поле. З магнітним полем пов'язані практично всі прояви сонячної активності: плями, спалахи, факели та ін На зірках, магнітне поле яких значно сильніше сонячного, ці процеси протікають з більшою інтенсивністю. Зокрема, змінність блиску деяких таких зірок пояснюють появою плям, аналогічних сонячним, але закривають десятки відсотків їх поверхні. Однак, фізичні механізми, що зумовлюють активність зірок, ще не до кінця вивчені. Найбільшої інтенсивності магнітні поля досягають на компактних зоряних залишках - білих карликів і особливо нейтронних зірок.
2. КЛАСИФІКАЦІЯ ЗІРОК за фізичними характеристиками
У далекій давнині видимі простим оком зірки за своїм блиску були розділені на шість класів, названих величинами. Найяскравіші зірки були названі зірками l-ї величини, найслабші, ще доступні простому оку, що знаходяться на межі видимості, були названі зірками 6-ї величини. Проміжні між цими крайніми величинами отримали назву зірок 2-й, 3-й, 4-й і 5-ї величин в порядку убування їх видимого блиску (m). Літеру m при позначенні зоряної величини прийнято писати у вигляді показника ступеня при числовому значенні величини: наприклад, зірка 3-й величини записується так: 3 m. З викладеного видно, що «величина» не має нічого спільного з дійсною величиною зірок і представляє просто фотометричну характеристику блиску зірки. Чим більше зоряна величина зірки, тим слабкіше її блиск, тим важче її бачити. Було прийнято, що різниця в 5 зоряних величин відповідає відмінності в видимої яскравості рівно в 100 разів, з цього випливає, що блиск зірки змінюється завжди в одному і тому ж відношенні при зміні зоряної величини на одиницю (а = 2,5). Вимірювання блиску лягло в основу шкали зоряних величин.
Для користування шкалою зоряних величин встановлена нульова точка - величина якої-небудь однієї зірки. Визначення цієї нульової точки, довільно: можна взяти будь-яку зірку і дати їй довільну, певну числову величину, тоді всі зірки будуть визначені по відношенню до неї. Гарвардська обсерваторія при складанні своїх каталогів спочатку приймала величину Полярної зірки рівної 2 т, 15. В даний час в приполярних області є стандартний ряд зірок, в яких точно визначено числові значення їх зоряних величин. Ряд зоряних величин продовжений і в область негативних чисел. Найбільшим блиском володіє Сонце. За сучасними визначеннями, видима зоряна величина Сонця визначається числом -26 т, 7.
Не менш важливі для класифікації, абсолютна величина і світність. Видима величина зірок залежить від двох причин - від її сили світла (світності) і від того відстані, на якому вона знаходиться. Для того щоб можна було порівняти сили світла або світності зірок, треба привести видимі зоряні величини до одного й того ж відстані. За таку відстань за міжнародною угодою прийнято відстань в 10 парсеків.
Видима зоряна величина, яку мала б дана зірка на відстані 10 парсеків, називається її абсолютною величиною (М).
Ставлення блиску зірки до блиску Сонця на одному і тому ж відстані називається світністю зірки (L).
Якщо порівнювати дані про абсолютні величини та світністях деяких зірок можна відзначити, що їх світність коливається в дуже широких межах від 1 / 45000 до 330000 L . Сонце (М = +4,9, L = 1) є середньою зіркою не дуже яскравою і не дуже слабкою.
Дуже багато чого, дало вивчення спектрів зірок. За спектром визначають, з яких елементів складається атмосфера, отримують відомості про температуру, величиною, щільності, обертанні навколо осі і багато іншого.
Найголовнішим характеристикою класифікації є різна ступінь іонізації елементів, що залежить від температур. У гарячих блакитних зірках з температурою понад 10-15 тис. кельвінів більша частина атомів ионизована, так як позбавлена електронів. Повністю ионизованного атоми не дають спектральних ліній, тому в спектрах таких зірок ліній мало. Найпомітніші належать гелію. У зірок з температурою 5-10 тис. кельвінів (до них відноситься Сонце) виділяються лінії водню, кальцію, заліза, магнію і ряду інших металів. Нарешті, у більш холодних зірок переважають лінії металів і молекул, що витримують високі температури (наприклад, молекул окісітітана).
На початку ХХ ст. у Гарвардській обсерваторії (США) була розроблена спектральна класифікація зірок. Основні класи в ній позначаються латинськими літерами (О, В, А, F, G, К, М), вони відрізняються набором спостережуваних ліній і плавно переходять один в іншій. Уздовж цієї послідовності зменшується температура зірок і змінюється їх колір від блакитного до червоного. Зірки, пов'язані з класами О, В і А, називають гарячими або ранніми, F і G - сонячними, К і М - холодними або пізніми. Для більш точної характеристики кожен клас розділений ще на 10 підкласів, які охоплюють цифрами від 0 до 9, які ставляться після літери (наприклад, Сонце G2). Таким чином, виходить плавна послідовність підкласів.
За розмірами зірки діляться на карликів і гігантів. Найменші зірки, що спостерігаються в оптичних променях - білі карлики - мають у діаметрі кілька тисяч кілометрів. Розміри ж найбільш великих, червоних надгігантів, можна порівняти з орбітами Сатурна.
Спектральна класифікація лягла в основу діаграми спектр-світність (Герцшпрунга-Рассела). У ній по горизонтальній осі відкладаються спектральні класи по вертикальній - абсолютні величини зірок (рис 1).
Розглядаючи цю діаграму, ми бачимо, що зірки розкидані по ній нерівномірно: переважне число їх розташовано у напрямку від лівого верхнього краю, де зосереджені блакитні гарячі зірки високої світності, до правого нижнього, займаному слабосветящіміся червоними зірками. Це так звана головна послідовність - включає в себе 90% всіх досліджуваних зірок (в т.ч. і Сонце). Вона зазнає розрив в області спектрального класу G і ділиться, на дві частини. Друга група зірок, менш чітко виражена, розташовується у спектральних класів G, К і М, трохи нижче абсолютної величини 0. Це зірки-гіганти. Вище лежать зірки великої негативної абсолютною величиною, тобто дуже яскраві зірки - надгіганти. Якщо подивитися, як розподілені зірки класу М, тобто холодні зірки, то тут впадає в очі їх нерівномірний розподіл: серед цих зірок є, або дуже яскраві зірки-гіганти, або дуже слабкі зірки-карлики, а середніх за розмірами зірочок зовсім не мається.
Рисунок 1 - Діаграма Герцшпрунга-Рассела
Якщо переходити від класу М до класів F і G, то відстань між гігантами і головною послідовністю зменшується. Під головною послідовністю розташовується послідовність субкарликів. У лівому верхньому куті по вертикалі - «біло-блакитна» послідовність. Невелика кількість зірочок розташоване окремо біля лівого нижнього кута, це білі карлики.
Дуже цікаве питання про те, яких зірок у нашій Галактиці більше: гігантів або карликів. Якщо зробити підрахунок зірок, видимих нами на небі, то виявиться, що величезне число - це гіганти. Але якщо ми зробимо підрахунок зірочок найближчих околиць Сонця в обсязі кулі радіусом в 4 парсека, то виявиться, що в цьому обсязі буде знаходитися мінімум гігантів, решта все карлики. Така невідповідність цілком зрозуміло, тому що карлики можуть бути видно тільки в самих найближчих околицях Сонця, а гіганти можуть бути видні на самих величезних відстанях.
По аналізу спектральних ліній можна обчислити швидкість обертання зірок. У деяких зірок швидкість обертання на екваторі досягає 250 км / с, швидкість обертання Сонця 2 км / с.
Інший класифікаційної характеристикою є лінійний діаметр зірок. За своїми діаметрам зірки вельми різноманітні: ставлення найбільшого з відомих радіусів до самого малому становить близько 290000.
3. ПОДВІЙНІ І ЗМІННІ ЗІРКИ
Подвійними зірками називаються пари зірок, що знаходяться на дуже близькій кутовій відстані один від одного.
Розрізняють дві групи подвійних зірок: оптичні та фізичні. Оптичні (візуально-подвійні) представляють собою просто випадкове з'єднання двох зірок на одному і тому ж промені зору. Насправді ж вони можуть бути віддалені один від одного на багато парсеки. З плином часу вони розійдуться настільки, що не будуть являти собою подвійний зірки.
Фізичні подвійні зірки представляють собою пари зірок, які фактично знаходяться близько одна від одної та які пов'язані в фізичні системи взаємним тяжінням. Ці зірки представляють великий інтерес, оскільки дають багато важливого матеріалу для пізнання природи зірок. Якщо зірок більш двох, то говорять про т.зв. кратних системах. Фізично подвійні зірки бувають спектрально-подвійні і затемнені (див. нижче). Спектрально-подвійними називаються зірки, двоїстість яких виявляється виключно за допомогою спектрального аналізу.
Змінні зірки поділяються на два основні класи: затемнені змінні і фізичні змінні. До першого класу відносяться такі змінні, зміна блиску яких відбувається, внаслідок затемнень однієї зірки інший і створення при цьому різних геометричних ефектів. Затемнені змінні є разом з тим і подвійні зірки (не плутати з оптичними подвійними, що знаходяться на великій відстані один від одного). Характерним представником цього типу зірок є Алголь в сузір'ї Персея.
Змінні зірки, у яких зміна блиску обумовлюється внутрішніми процесами, що відбуваються в самих зірок, називаються фізичними змінними. Перша змінна відкрита ще в 1595 р . - Дивна Кіта, амплітуда коливання її блиску від 2 до 9 зоряних величин.
Фізичні змінні поділяються на такі основні класи:
1. Пульсуючі зірки - їх яскравість змінюється через коливання розмірів. Серед пульсуючих зірок виділяють:
· Цефеїди - молоді змінні, що мають правильну криву зміни блиску. Це зірки високої світності і помірної температури - жовті надгіганти. Періоди зміни блиску цефеїд коливаються в широких межах від 80 хв. до 45 діб. Довгоперіодичні цефеїд називаються такі, у яких періоди більше однієї доби, періодичними - менше однієї доби;
· Міріди - червоні гіганти, що змінюють блиск на кілька зіркових величин, з періодами в середньому від декількох місяців до півтора років;
· Пульсуючі типу RR Ліри - найстаріші зірки, зустрічаються в кульових зоряних скупченнях, вік яких понад 12 млрд. років.
2. Вибухові, новоподібні зірки - подвійні зоряні системи, де відстань між компонентами ненабагато перевершує їх розміри. Компонентне речовина з менш щільної зірки перетікає на більш щільну (як правило, білий карлик). Зазвичай призводить до спалаху нової зірки.
3. Карликові нові - відзначаються спалахи, але менш масштабні і менш тривалі, ніж у вибухових зірок.
4. Наднові - зірки, що переживають один з останніх етапів життя, катастрофічно стискаються, втративши основних джерел термоядерної енергії.
5. Оріоновие змінні - наймолодші зірки, нещодавно сформувалися в областях концентрації міжзоряного газу.
6. Змінні типу R Північної Корони - зірки, що здійснюють т.зв. «Спалахи навпаки». Блиск таких зірок несподівано падає на декілька зоряних величин, а потім повільно, протягом декількох тижнів або місяців відновлюється.
Також іноді змінні зірки ділять на правильні, напівправильні і неправильні змінні, в залежності від закономірностей коливання.
Наведена класифікація подвійних і змінних зірок дана далеко не в повному масштабі, існує безліч інших груп і класів, вивчення яких виходить за межі цієї роботи.
Деяким осібно у ряді змінних зір стоять пульсари (пульсуючі джерела радіовипромінювання) - нейтронні зірки і чорні діри. Це залишки наднових зірок, зіщулена до величезної щільності. Тяжіння пульсарів не може подолати навіть іспущенний ними самими світло (звідси назва - чорні діри).
ВИСНОВОК
Протягом багатьох століть астрономія накопичувала дані про зірки. На підставі цих даних будуються різні класифікаційні системи. У даній роботі ми розглянули деякі класифікаційні характеристики.
За знаходженню на різних стадіях свого життя зірки бувають блакитними й червоними гігантами, білими карликами, нейтронними зірками або чорними дірами.
Класифікуючи зірки за хімічним складом, орієнтуються на вміст у них елементів, важче гелію. Цих елементів, як правило, не більше 2%, але вони визначають, до якої групи належить зірка.
Основою класифікації зірок служать їх фізичні характеристики - блиск, світність, розмір, температура, маса. Зірки класифікуються за «зоряної» й абсолютній величині, по світності й кольору, за ступенем іонізації елементів. Найбільш наочно групи зірок відображені у діаграмі Герцшпрунга-Рассела. Вивчаючи фізичні характеристики можна зробити припущення, що всі зірки мають більш-менш однакову масу, в той час як всі інші характеристики змінюються в сотні тисяч і багато мільйонів разів.
Великий інтерес представляє класифікація та вивчення подвійних і змінних зірок.
Подвійні зірки і кратні системи можуть бути оптично і фізично дійними. Їх подвійність пояснюється відповідно геометричними ефектами та фізичним взаємодією.
Змінні зірки бувають затемнені і фізичні. Змінність затемнюваних зірочок пояснюється знову-таки геометричними ефектами, а фізичних змінних - внутрішніми процесами.
В даний час класифікація зірок безупинно доповнюється і вдосконалюється.
СПИСОК ЛІТЕРАТУРИ
1. Астрономічний словник - М., 2007.
2. Воронцов-Вельямінов Б.А. Нариси про Всесвіт. - М., 1980.
3. Дагаєв М.М. Спостереження зоряного неба - М.: Наука, 2006.
4. Єфремов Ю.М. У глибини Всесвіту. - М., 1984.
5. Івлєв О.А. Спостереження зоряного неба в телескоп - М.: Космоінформ, 2004.
6. Зігель Ф.Ю. Невичерпність нескінченності. - М., 1984.
7. Кукаркін Б.В., Паренаго П.П. Змінні зірки і способи їх спостереження - М.-Л., 1989.
8. Новіков І.Д. Чорні діри і Всесвіт. Еволюція Всесвіту - М,, 2002.
9. Ровинський Р.Є. Розвиваючись Всесвіт. - М., 2006.
10. Скворцов Є.Ф. Астрономія - М., 2005.
по темі: «Класифікація зірок»
ЗМІСТ
ВСТУП
1. ЕВОЛЮЦІЯ І ХІМІЧНИЙ СКЛАД ЗІРОК
2. КЛАСИФІКАЦІЯ ЗІРОК за фізичними характеристиками
3. ПОДВІЙНІ І ЗМІННІ ЗІРКИ
ВИСНОВОК
СПИСОК ЛІТЕРАТУРИ
ВСТУП
Щоб милуватися зоряним небосхилом, зовсім не обов'язково описувати всі зірки і з'ясовувати їх фізичні та хімічні характеристики - вони гарні самі по собі. Але якщо розглядати зірки як природні об'єкти, природний шлях до їх пізнання лежить через вимірювання, зіставлення їх властивостей і складання класифікації.
Ми живемо у відносно спокійній області Всесвіту, саме тому життя на Землі виникла й існує в продовження такого величезного (за людськими мірками) проміжку часу. Однак, з точки зору дослідження зірок цей серйозний мінус. На багато парсеки навколо (парсек - одиниця зоряних відстаней, рівна 3,26 світлового року або приблизно 30 трлн. Км) розташовані тільки неяскраві і невиразні світила, подібні до нашого Сонця. А все мало поширені типи зірок знаходяться дуже далеко. Тому різноманітність світу зірок довгий час залишалося прихованим від людського ока. Винахід потужних астрономічних приладів, дозволило усвідомити наскільки всі зірки різні.
Основними характеристиками зірки, які можуть бути тим чи іншим способом визначені зі спостережень, є потужність її випромінювання (в астрономії світність), маса, радіус, температура і хімічний склад атмосфери. Знаючи дані параметри, обчислюється вік зірок. Перераховані параметри змінюються в дуже широких межах. Крім того, вони взаємопов'язані.
Простежити життя зірки від початку до кінця неможливо, проте можна спостерігати багато зірок, що знаходяться на різних стадіях розвитку, і з численним «зоряним портретів» відновити еволюційний шлях кожної зірки.
1. ЕВОЛЮЦІЯ І ХІМІЧНИЙ СКЛАД ЗІРОК
Життєвий шлях зірки досить складний. Протягом своєї історії вона розігрівається до дуже високих температур і остигає до такої міри, що в її атмосфері починають утворюватися порошинки. Зірка розширюється до грандіозних розмірів і стискається до декількох десятків кілометрів. Світимість її зростає до величезних величин і падає майже до нуля.
Зірки утворюються з космічних газопилових хмар, При стиску під дією тяжіння згустку газу його внутрішня частина поступово розігрівається. Коли температура в центрі досягне приблизно мільйона градусів, починаються ядерні реакції - утвориться зірка. Джерело енергії зірки знаходиться в конвективної ядрі. У міру перетворення водню в гелій молекулярна маса речовини ядра зростає, а його обсяг зменшується, зовнішні області зірки при цьому розширюються, а температура її поверхні падає. Гаряча зірка - блакитний гігант - поступово перетворюється в червоний гігант. Далі зірка стане білим карликом, а в кінцевій стадії нейтронної зіркою чи чорною дірою.
На початку ХХ ст., Завдяки працям англійського астрофізика Артура Еддінгтона, остаточно сформувалося уявлення про зірок як про розпечених газових кулях, що містять в своїх надрах джерело енергії - термоядерний синтез ядер гелію з ядер водню. Згодом з'ясувалося, що в зірках можуть синтезуватися і важчі хімічні елементи. За сучасними уявленнями, життєвий шлях одиночної зірки визначається її початковою масою і хімічним складом. Чому дорівнює мінімальна можлива маса зірки, з упевненістю сказати не можна, тому що маломасивні зірки дуже слабкі об'єкти і спостерігати їх досить важко. Теорія зоряної еволюції стверджує, що в тілах масою менше ніж сім-вісім сотих часток маси Сонця довготривалі термоядерні реакції йти не можуть. Ця величина близька до мінімальної маси досліджуваних зірок. Їх світність менше сонячної в десятки тисяч разів. Температура на поверхні подібних зірок не перевершує 2-3 тис. градусів. Одним з таких тьмяних багрово-червоних карликів є найближча до Сонця зірка Проксима в сузір'ї Центавра.
У зірках великої маси, навпаки, ці реакції протікають з величезною швидкістю. Якщо маса народжуваної зірки перевищує 50-70 сонячних мас, то після загоряння термоядерного палива надзвичайно інтенсивне випромінювання своїм тиском може просто скинути надлишок маси, що призводить до утворення наднових зірок.
Хімічний склад зірок був з'ясований завдяки спектральному аналізу, що дало докази фізичного єдності світу - на зірках не виявлено жодного невідомого хімічного елемента.
Найбільш рясним елементом в зірках є водень. Приблизно втричі менше міститься в них гелію. Тим не менш, кажучи про хімічний склад зірок, найчастіше мають на увазі вміст елементів важче гелію. Частка важких елементів невелика (близько 2%), але вони, як правило, є визначальними для розміру, температури, і світності зірки.
Після водню і гелію на зірках найбільш поширені ті ж елементи, які переважають в хімічному складі Землі: кисень, вуглець, азот, залізо та ін Хімічний склад різний у зірок різного віку. У самих старих зірках частка елементів важче гелію значно менше, ніж на Сонці. У деяких зірках вміст заліза менше сонячного в сотні і тисячі разів. Зірок, де цих елементів було б більше, ніж на Сонці, порівняно небагато. Ці зірки (багато з них подвійні), як правило, є незвичайними і за іншими параметрами: температурі, напруженості магнітного поля, швидкості обертання. Деякі зірки виділяються за змістом якого-небудь одного елемента або групи елементів. Такі, наприклад, барієві або ртутно-марганцеві зірки.
Хімічні елементи важче гелію утворилися в результаті термоядерних і ядерних реакцій в надрах дуже масивних зірок, при спалахах нових і найновіших зірок попередніх поколінь. Вивчення залежності хімічного складу від віку зірочок дозволяє пролити світло на історію їх утворення в різні епохи, на хімічну еволюцію Всесвіту в цілому.
Важливу роль у житті зірки грає її магнітне поле. З магнітним полем пов'язані практично всі прояви сонячної активності: плями, спалахи, факели та ін На зірках, магнітне поле яких значно сильніше сонячного, ці процеси протікають з більшою інтенсивністю. Зокрема, змінність блиску деяких таких зірок пояснюють появою плям, аналогічних сонячним, але закривають десятки відсотків їх поверхні. Однак, фізичні механізми, що зумовлюють активність зірок, ще не до кінця вивчені. Найбільшої інтенсивності магнітні поля досягають на компактних зоряних залишках - білих карликів і особливо нейтронних зірок.
2. КЛАСИФІКАЦІЯ ЗІРОК за фізичними характеристиками
У далекій давнині видимі простим оком зірки за своїм блиску були розділені на шість класів, названих величинами. Найяскравіші зірки були названі зірками l-ї величини, найслабші, ще доступні простому оку, що знаходяться на межі видимості, були названі зірками 6-ї величини. Проміжні між цими крайніми величинами отримали назву зірок 2-й, 3-й, 4-й і 5-ї величин в порядку убування їх видимого блиску (m). Літеру m при позначенні зоряної величини прийнято писати у вигляді показника ступеня при числовому значенні величини: наприклад, зірка 3-й величини записується так: 3 m. З викладеного видно, що «величина» не має нічого спільного з дійсною величиною зірок і представляє просто фотометричну характеристику блиску зірки. Чим більше зоряна величина зірки, тим слабкіше її блиск, тим важче її бачити. Було прийнято, що різниця в 5 зоряних величин відповідає відмінності в видимої яскравості рівно в 100 разів, з цього випливає, що блиск зірки змінюється завжди в одному і тому ж відношенні при зміні зоряної величини на одиницю (а = 2,5). Вимірювання блиску лягло в основу шкали зоряних величин.
Для користування шкалою зоряних величин встановлена нульова точка - величина якої-небудь однієї зірки. Визначення цієї нульової точки, довільно: можна взяти будь-яку зірку і дати їй довільну, певну числову величину, тоді всі зірки будуть визначені по відношенню до неї. Гарвардська обсерваторія при складанні своїх каталогів спочатку приймала величину Полярної зірки рівної 2 т, 15. В даний час в приполярних області є стандартний ряд зірок, в яких точно визначено числові значення їх зоряних величин. Ряд зоряних величин продовжений і в область негативних чисел. Найбільшим блиском володіє Сонце. За сучасними визначеннями, видима зоряна величина Сонця визначається числом -26 т, 7.
Не менш важливі для класифікації, абсолютна величина і світність. Видима величина зірок залежить від двох причин - від її сили світла (світності) і від того відстані, на якому вона знаходиться. Для того щоб можна було порівняти сили світла або світності зірок, треба привести видимі зоряні величини до одного й того ж відстані. За таку відстань за міжнародною угодою прийнято відстань в 10 парсеків.
Видима зоряна величина, яку мала б дана зірка на відстані 10 парсеків, називається її абсолютною величиною (М).
Ставлення блиску зірки до блиску Сонця на одному і тому ж відстані називається світністю зірки (L).
Якщо порівнювати дані про абсолютні величини та світністях деяких зірок можна відзначити, що їх світність коливається в дуже широких межах від 1 / 45000 до
Дуже багато чого, дало вивчення спектрів зірок. За спектром визначають, з яких елементів складається атмосфера, отримують відомості про температуру, величиною, щільності, обертанні навколо осі і багато іншого.
Найголовнішим характеристикою класифікації є різна ступінь іонізації елементів, що залежить від температур. У гарячих блакитних зірках з температурою понад 10-15 тис. кельвінів більша частина атомів ионизована, так як позбавлена електронів. Повністю ионизованного атоми не дають спектральних ліній, тому в спектрах таких зірок ліній мало. Найпомітніші належать гелію. У зірок з температурою 5-10 тис. кельвінів (до них відноситься Сонце) виділяються лінії водню, кальцію, заліза, магнію і ряду інших металів. Нарешті, у більш холодних зірок переважають лінії металів і молекул, що витримують високі температури (наприклад, молекул окісітітана).
На початку ХХ ст. у Гарвардській обсерваторії (США) була розроблена спектральна класифікація зірок. Основні класи в ній позначаються латинськими літерами (О, В, А, F, G, К, М), вони відрізняються набором спостережуваних ліній і плавно переходять один в іншій. Уздовж цієї послідовності зменшується температура зірок і змінюється їх колір від блакитного до червоного. Зірки, пов'язані з класами О, В і А, називають гарячими або ранніми, F і G - сонячними, К і М - холодними або пізніми. Для більш точної характеристики кожен клас розділений ще на 10 підкласів, які охоплюють цифрами від 0 до 9, які ставляться після літери (наприклад, Сонце G2). Таким чином, виходить плавна послідовність підкласів.
За розмірами зірки діляться на карликів і гігантів. Найменші зірки, що спостерігаються в оптичних променях - білі карлики - мають у діаметрі кілька тисяч кілометрів. Розміри ж найбільш великих, червоних надгігантів, можна порівняти з орбітами Сатурна.
Спектральна класифікація лягла в основу діаграми спектр-світність (Герцшпрунга-Рассела). У ній по горизонтальній осі відкладаються спектральні класи по вертикальній - абсолютні величини зірок (рис 1).
Розглядаючи цю діаграму, ми бачимо, що зірки розкидані по ній нерівномірно: переважне число їх розташовано у напрямку від лівого верхнього краю, де зосереджені блакитні гарячі зірки високої світності, до правого нижнього, займаному слабосветящіміся червоними зірками. Це так звана головна послідовність - включає в себе 90% всіх досліджуваних зірок (в т.ч. і Сонце). Вона зазнає розрив в області спектрального класу G і ділиться, на дві частини. Друга група зірок, менш чітко виражена, розташовується у спектральних класів G, К і М, трохи нижче абсолютної величини 0. Це зірки-гіганти. Вище лежать зірки великої негативної абсолютною величиною, тобто дуже яскраві зірки - надгіганти. Якщо подивитися, як розподілені зірки класу М, тобто холодні зірки, то тут впадає в очі їх нерівномірний розподіл: серед цих зірок є, або дуже яскраві зірки-гіганти, або дуже слабкі зірки-карлики, а середніх за розмірами зірочок зовсім не мається.
Рисунок 1 - Діаграма Герцшпрунга-Рассела
Якщо переходити від класу М до класів F і G, то відстань між гігантами і головною послідовністю зменшується. Під головною послідовністю розташовується послідовність субкарликів. У лівому верхньому куті по вертикалі - «біло-блакитна» послідовність. Невелика кількість зірочок розташоване окремо біля лівого нижнього кута, це білі карлики.
Дуже цікаве питання про те, яких зірок у нашій Галактиці більше: гігантів або карликів. Якщо зробити підрахунок зірок, видимих нами на небі, то виявиться, що величезне число - це гіганти. Але якщо ми зробимо підрахунок зірочок найближчих околиць Сонця в обсязі кулі радіусом в 4 парсека, то виявиться, що в цьому обсязі буде знаходитися мінімум гігантів, решта все карлики. Така невідповідність цілком зрозуміло, тому що карлики можуть бути видно тільки в самих найближчих околицях Сонця, а гіганти можуть бути видні на самих величезних відстанях.
По аналізу спектральних ліній можна обчислити швидкість обертання зірок. У деяких зірок швидкість обертання на екваторі досягає 250 км / с, швидкість обертання Сонця 2 км / с.
Інший класифікаційної характеристикою є лінійний діаметр зірок. За своїми діаметрам зірки вельми різноманітні: ставлення найбільшого з відомих радіусів до самого малому становить близько 290000.
3. ПОДВІЙНІ І ЗМІННІ ЗІРКИ
Подвійними зірками називаються пари зірок, що знаходяться на дуже близькій кутовій відстані один від одного.
Розрізняють дві групи подвійних зірок: оптичні та фізичні. Оптичні (візуально-подвійні) представляють собою просто випадкове з'єднання двох зірок на одному і тому ж промені зору. Насправді ж вони можуть бути віддалені один від одного на багато парсеки. З плином часу вони розійдуться настільки, що не будуть являти собою подвійний зірки.
Фізичні подвійні зірки представляють собою пари зірок, які фактично знаходяться близько одна від одної та які пов'язані в фізичні системи взаємним тяжінням. Ці зірки представляють великий інтерес, оскільки дають багато важливого матеріалу для пізнання природи зірок. Якщо зірок більш двох, то говорять про т.зв. кратних системах. Фізично подвійні зірки бувають спектрально-подвійні і затемнені (див. нижче). Спектрально-подвійними називаються зірки, двоїстість яких виявляється виключно за допомогою спектрального аналізу.
Змінні зірки поділяються на два основні класи: затемнені змінні і фізичні змінні. До першого класу відносяться такі змінні, зміна блиску яких відбувається, внаслідок затемнень однієї зірки інший і створення при цьому різних геометричних ефектів. Затемнені змінні є разом з тим і подвійні зірки (не плутати з оптичними подвійними, що знаходяться на великій відстані один від одного). Характерним представником цього типу зірок є Алголь в сузір'ї Персея.
Змінні зірки, у яких зміна блиску обумовлюється внутрішніми процесами, що відбуваються в самих зірок, називаються фізичними змінними. Перша змінна відкрита ще в
Фізичні змінні поділяються на такі основні класи:
1. Пульсуючі зірки - їх яскравість змінюється через коливання розмірів. Серед пульсуючих зірок виділяють:
· Цефеїди - молоді змінні, що мають правильну криву зміни блиску. Це зірки високої світності і помірної температури - жовті надгіганти. Періоди зміни блиску цефеїд коливаються в широких межах від 80 хв. до 45 діб. Довгоперіодичні цефеїд називаються такі, у яких періоди більше однієї доби, періодичними - менше однієї доби;
· Міріди - червоні гіганти, що змінюють блиск на кілька зіркових величин, з періодами в середньому від декількох місяців до півтора років;
· Пульсуючі типу RR Ліри - найстаріші зірки, зустрічаються в кульових зоряних скупченнях, вік яких понад 12 млрд. років.
2. Вибухові, новоподібні зірки - подвійні зоряні системи, де відстань між компонентами ненабагато перевершує їх розміри. Компонентне речовина з менш щільної зірки перетікає на більш щільну (як правило, білий карлик). Зазвичай призводить до спалаху нової зірки.
3. Карликові нові - відзначаються спалахи, але менш масштабні і менш тривалі, ніж у вибухових зірок.
4. Наднові - зірки, що переживають один з останніх етапів життя, катастрофічно стискаються, втративши основних джерел термоядерної енергії.
5. Оріоновие змінні - наймолодші зірки, нещодавно сформувалися в областях концентрації міжзоряного газу.
6. Змінні типу R Північної Корони - зірки, що здійснюють т.зв. «Спалахи навпаки». Блиск таких зірок несподівано падає на декілька зоряних величин, а потім повільно, протягом декількох тижнів або місяців відновлюється.
Також іноді змінні зірки ділять на правильні, напівправильні і неправильні змінні, в залежності від закономірностей коливання.
Наведена класифікація подвійних і змінних зірок дана далеко не в повному масштабі, існує безліч інших груп і класів, вивчення яких виходить за межі цієї роботи.
Деяким осібно у ряді змінних зір стоять пульсари (пульсуючі джерела радіовипромінювання) - нейтронні зірки і чорні діри. Це залишки наднових зірок, зіщулена до величезної щільності. Тяжіння пульсарів не може подолати навіть іспущенний ними самими світло (звідси назва - чорні діри).
ВИСНОВОК
Протягом багатьох століть астрономія накопичувала дані про зірки. На підставі цих даних будуються різні класифікаційні системи. У даній роботі ми розглянули деякі класифікаційні характеристики.
За знаходженню на різних стадіях свого життя зірки бувають блакитними й червоними гігантами, білими карликами, нейтронними зірками або чорними дірами.
Класифікуючи зірки за хімічним складом, орієнтуються на вміст у них елементів, важче гелію. Цих елементів, як правило, не більше 2%, але вони визначають, до якої групи належить зірка.
Основою класифікації зірок служать їх фізичні характеристики - блиск, світність, розмір, температура, маса. Зірки класифікуються за «зоряної» й абсолютній величині, по світності й кольору, за ступенем іонізації елементів. Найбільш наочно групи зірок відображені у діаграмі Герцшпрунга-Рассела. Вивчаючи фізичні характеристики можна зробити припущення, що всі зірки мають більш-менш однакову масу, в той час як всі інші характеристики змінюються в сотні тисяч і багато мільйонів разів.
Великий інтерес представляє класифікація та вивчення подвійних і змінних зірок.
Подвійні зірки і кратні системи можуть бути оптично і фізично дійними. Їх подвійність пояснюється відповідно геометричними ефектами та фізичним взаємодією.
Змінні зірки бувають затемнені і фізичні. Змінність затемнюваних зірочок пояснюється знову-таки геометричними ефектами, а фізичних змінних - внутрішніми процесами.
В даний час класифікація зірок безупинно доповнюється і вдосконалюється.
СПИСОК ЛІТЕРАТУРИ
1. Астрономічний словник - М., 2007.
2. Воронцов-Вельямінов Б.А. Нариси про Всесвіт. - М., 1980.
3. Дагаєв М.М. Спостереження зоряного неба - М.: Наука, 2006.
4. Єфремов Ю.М. У глибини Всесвіту. - М., 1984.
5. Івлєв О.А. Спостереження зоряного неба в телескоп - М.: Космоінформ, 2004.
6. Зігель Ф.Ю. Невичерпність нескінченності. - М., 1984.
7. Кукаркін Б.В., Паренаго П.П. Змінні зірки і способи їх спостереження - М.-Л., 1989.
8. Новіков І.Д. Чорні діри і Всесвіт. Еволюція Всесвіту - М,, 2002.
9. Ровинський Р.Є. Розвиваючись Всесвіт. - М., 2006.
10. Скворцов Є.Ф. Астрономія - М., 2005.