§ 23. ТЕМПЕРАТУРА ТА РОЗМІРИ ЗІР. ЗОРІ ТА ЇХНЯ КЛАСИФІКАЦІЯ. ЗВИЧАЙНІ ЗОРІ

1. Температура зір. Будемо вважати, що зорі випромінюють як абсолютно чорні тіла - тіла, які цілком поглинають промені (усіх довжин хвиль), що падають на них. Температуру Т поверхні (фотосфери) зір можна визначити, скориставшись законом Стефана-Больцмана, так само, як ми це вже робили, визначаючи температуру Сонця:

- стала Стефана—Больцмана.

Визначену таким методом температуру називають ефективною температурою. Однак цей метод застосовується обмежено, тому що досить точне значення радіусів визначено приблизно для кількох десятків яскравих гігантських зір.

Температури зір дуже різняться. Холодні червоні зорі мають температуру близько 3000 К. Наше Сонце з температурою фотосфери 6000 К належить до жовтих карликів. Температура гарячих зір сягає 50 000 К. Основна частина випромінювання гарячих зір припадає на ультрафіолетову частину спектра, і ми їх бачимо як зорі блакитних кольорів. Найбільш гарячими є молоді зорі типу Вольфа-Райе, температури фотосфер яких дуже високі: від 60 000 до 100 000 К.

2. Спектральна класифікація зір. Зорі відрізняються великою розмаїтістю, однак серед них можна виділити окремі групи, що мають загальні властивості. При першому ознайомленні із зоряним небом видно, що зорі відрізняються за кольорами. Особливо це помітно, коли розглядати їхній спектр. Найважливіші розходження спектрів зір полягають у кількості та інтенсивності спостережуваних спектральних ліній, а також у розподілі енергії в безперервному спектрі. З урахуванням видів спектральних ліній і їхньої інтенсивності побудовано спектральну класифікацію зір, яку було затверджено у 20-х рр. XX ст.

У Гарвардській обсерваторії (США) було розроблено класифікацію спектрів зір, у якій послідовність спектральних класів позначається великими літерами латинського алфавіту. Розходження всередині кожного класу додатково підрозділяють на 10 підкласів - від 0 до 9. Наприклад, Сонце належить до спектрального класу G2.

Ця послідовність спектральних класів відображає зменшення температури атмосфер (фотосфер) зір від класу О до класу L. Спектральна послідовність одночасно є й колірною: зорі класу О мають блакитний колір, класу В - блакитно-білий, А - білий тощо (мал. 5.3).

Мал. 5.3. Спектральна класифікація зір

Хімічний склад атмосфер більшості зір майже однаковий. Зовнішні шари зір складаються з воднево-гелієвої суміші з дуже малою добавкою більш важких елементів. Наприклад, аналогічно до Сонця інші зорі містять у своїх атмосферах 73 % водню, 25 % гелію та 2 % усіх інших елементів.

Розходження у спектрах зір визначаються, головним чином, розходженнями температури. У фотосферах холодних зір можуть існувати найпростіші молекули. Тому характерними деталями спектрів зір класів М і L є широкі смуги поглинання молекул, наприклад CrH. За більш високих температур молекулярні сполуки розпадаються. У таких спектрах пропадають спектральні смуги молекулярних сполук, проте з’являються лінії, що відповідають нейтральним металам. Таким чином, спектральна класифікація зір - це температурна класифікація зоряних спектрів, що ґрунтується на оцінках відносної інтенсивності й вигляду спектральних ліній. У наш час спектральною класифікацією охоплено понад 500 тис. зір.

3. Розміри зір. Лінійний радіус R зорі можна визначити, якщо відомо її кутовий радіус р" і відстань до зорі r або річний паралакс π" за формулою

Лінійні радіуси зір прийнято виражати в радіусах Сонця. У радіусах Сонця 1 а. о. = 149,6 • 10⁶ км : (0,696 • 10⁶) км = 215.

Використовуючи це співвідношення, одержимо формулу для визначення лінійних радіусів зір у радіусах Сонця в такому вигляді:

Зорі так віддалені від нас, що їхні кутові розміри менші від межі роздільної здатності найбільших телескопів. Для яскравих близьких зір кутовий радіус визначають за інтерференційною картиною, яка виходить у результаті перекриття зображень зорі, за допомогою двох далеко розміщених телескопів. Наприклад, за допомогою оптичного інтерферометра, що складається з двох сферичних дзеркал діаметром 6,6 м кожне, розміщених на максимальній відстані 180 м одне від одного, вдалося виміряти кутовий діаметр ε Оріона. Він виявився рівним 0,00072", а якщо річний паралакс зорі дорівнює

Радіуси зір можуть бути обчислені за їхньою потужністю випромінювання (світністю) і температурою. Запишемо значення повної потужності випромінювання для якої-небудь зорі та для Сонця: L = 4pR²σT⁴, L_ʘ = 4πR²_ʘσT⁴_ʘ, де L і L_ʘ, R і R_ʘ, T і T_ʘ - відповідно світності, лінійні радіуси та абсолютні температури зорі й Сонця.

Приймаючи L_ʘ = 1 й R_ʘ = 1, одержимо: L = R²T⁴ /T⁴_ʘ, або остаточно в лінійних радіусах Сонця: R =√LT²_ʘ /Т².

Розміри зір дуже відрізняються: від діаметрів, порівнянних з діаметром орбіти Юпітера (червоні надгіганти), до розмірів планет Сонячної системи (білі карлики) або навіть до кількох кілометрів у нейтронних зір (мал. 5.4).

Мал. 5.4. Розміри деяких зір порівнянних з розмірами Землі (ліворуч) і Сонця (праворуч)

ЧИ ЗНАЄТЕ ВИ, ЩО...

Сесілія Гелена Пейн-Гапошкіна

У книжці «Зоряні атмосфери» американка-астроном Сесілія Гелена Пейн-Гапошкіна (1900-1979) уперше розглянула фізичні умови в атмосферах далеких зір шляхом зіставлення спостережуваних інтенсивностей ліній в спектрах зір різних спектральних класів з інтенсивностями, розрахованими для різних температур на основі теорії іонізації і збудження атомів. Вона побудувала першу шкалу температур. Визначила хімічний склад зоряних атмосфер. Встановила, що відносний вміст елементів у більшості зір однаковий і не відрізняється від спостережуваного на Сонці.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

1. Як можна визначити температуру зорі, використовуючи закони Стефана-Больцмана та Віна?
2. За яким принципом здійснюється спектральна класифікація зір?
3. До яких класів належить основна кількість зір? До якого класу і підкласу спектральної класифікації зір належить наше Сонце?
4. З яких хімічних елементів в основному складаються зорі?
5. Від чого залежать кольори зір?
6. У чому головна причина розходження спектрів зір?
7. Які розміри можуть мати зорі порівняно із Сонцем?

Зміст