Фізика і астрономія. Профільний рівень. 11 клас. Засєкіна

§ 52. Зорі. Класифікація зір

Фізичні параметри зір. Різноманітність світу зір тривалий час залишалася прихованою від людського ока. Розвиток фізики й конструювання астрономічних приладів дали змогу усвідомити, наскільки всі зорі різні.

Основними фізичними параметрами зорі, які можуть бути тим чи тими способом визначені зі спостережень, є потужність її випромінювання (в астрономії світність), маса, радіус, температура та хімічний склад. Перелічені параметри змінюються в дуже широких межах. Для зручності параметри зір порівнюють з відповідними параметрами Сонця. Так, маси відомих зір лежать у межах від 0,01-0,03 до 60-70 сонячних мас. У своїх розмірах зорі демонструють ще більше розмаїття. За розмірами розрізняють: зорі-надгіганти (мають найбільший розмір), зорі-гіганти, зорі-карлики (Сонце — це зоря-карлик), нейтронні зорі (зовсім малі). На малюнку 212, с. 258 відображено розміри деяких зір у порівнянні.

Мал. 212. Розміри деяких зір у порівнянні

Якби зоря Бетельгейзе опинилася на місці Сонця, то зайняла б собою частину Сонячної системи аж до орбіти Марса.

Ще ширший діапазон значень світності зір. У порівнянні із Сонцем світність деяких яскравих зір має такі значення:

За кольором і температурою зорі поділяють на:

• блакитні (найбільш розжарені, з температурою більше 30 000 K);

• білі (з температурою 10 000 K);

• жовті (з температурою 6000 K, Сонце — жовта зоря);

• червоні (найхолодніші, з температурою близько 3000 K).

За розташуванням: поодинокі та кратні — зв'язані силами тяжіння (подвійні, потрійні тощо).

За часом свого розвитку: давні й молоді.

За фізичними властивостями речовини в надрах: нормальні зорі, білі карлики й нейтронні зорі.

Усі параметри зорі пов'язані між собою. Упродовж свого існування зоря змінює масу, розміри, світність, температуру. Простежити життя зорі від початку до кінця неможливо, проте можна спостерігати багато зір, що перебувають на певних стадіях розвитку, і за цими даними відновити еволюційний шлях кожної зорі.

Спектральна класифікація зір. Головним джерелом інформації про зорю є її випромінювання. За допомогою спектрального аналізу можна встановити якісний і кількісний хімічний склад світила, його температуру, наявність магнітного поля, швидкість руху та багато іншого. Сонце та інші зорі оточені газовими атмосферами. Неперервний спектр їхньої видимої поверхні перетинається темними лініями поглинання, які виникають, коли проміння проходить через атмосферу зір та атмосферу Землі. Виявилося, що за хімічним складом зорі практично однакові: 73 % становить Гідроген, 25 % — Гелій, 2 % — інші елементи.

Відомо, що максимум потоку випромінювання від зорі локалізується в певному діапазоні довжин хвиль, який залежить від ефективної температури (пригадайте про особливості випромінювання абсолютно чорного тіла, § 40, та закон Віна, § 45).

Ефективна температура, Teff — це температура абсолютно чорного тіла, яке створює потік випромінювання на різних довжинах хвиль такої самій потужності, що й реальне тіло.

Для зорі з певними світністю L (яка пов'язана з потоком випромінювання) та радіусом R ефективна температура визначається із закону Стефана — Больцмана й дорівнює:

Загалом закон Стефана — Больцмана встановлює залежність енергії випромінювання з одиниці площі поверхні за одиницю часу від ефективної температури тіла, що випромінює: E = σΤeff. Або енергія, яка випромінюється за час t абсолютно чорним тілом з поверхні S за температури Т, дорівнює:

Отже, зорі мають різну ефективну температуру й різний візуальний колір (мал. 213, с. 260): від яскраво-блакитного (гарячі зорі з Teff = 60 000-50 000 K) до темно-червоного (холодні зорі з Teff = 3000-1000 K). Є окремий клас зір — коричневі карлики, які випромінюють енергію тільки в інфрачервоній частині спектра.

Мал. 213. Інтенсивність випромінювання зір з різною температурою

Застосовуючи спектрограф, потік випромінювання від зорі розкладають у спектр і вимірюють за допомогою ПЗЗ матриці. Спектри зір, так само як і спектр Сонця, — це спектри поглинання, де на тлі неперервного спектра є багато темних ліній. З аналізу цих спектральних ліній можна отримати дані щодо вмісту атомів та йонів хімічних елементів, ефективної температури, поверхневої гравітації (а отже, й маси) тощо. Тому наявність або відсутність певних спектральних ліній одразу дає інформацію щодо приблизної ефективної температури, що покладено в основу спектральної класифікації.

Спектри було розміщено в ряд, у якому два сусідні спектри мало різнилися між собою, але на кінцях ряду вони були разюче несхожими (мал. 214). Потім цей ряд було поділено на сім окремих класів і кожний з них позначено літерою в такій послідовності: О—В—A—F—G—K—M (англійське прислів'я: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me» — «О, будь гарною дівчиною, поцілуй мене»).

Мал. 214. Поділ спектрів на класи

Такий поділ спектрів на класи з невеликими змінами й доповненнями використовують дотепер і називають його гарвардською класифікацією зоряних спектрів.

Гарвардська спектральна класифікація (табл. 11) є одновимірною і ґрунтується лише на ефективній температурі зір, яка може набувати значень від 2000 K до 40 000 K. Тому кожний спектральний клас указує на зорі з відповідною ефективною температурою, а отже, й певним кольором.

Таблиця 11

Кожний спектральний клас поділяють на 10 підкласів: A0, A1, ... А9.

Після того як астрономи змогли фіксувати випромінювання зір в інфрачервоній частині спектра й виявили нові типи зір, для їх класифікації після класу M було введено клас L для коричневих і клас T для холодних червоних карликів. А також клас Y — для субкоричневих карликів.

Діаграма спектр-світність. На початку ХХ ст. данський астроном Ейнар Герцшпрунг і дещо пізніше американський астрофізик Генрі Рассел виявили залежність між виглядом спектра і світністю зір. Цю залежність вони ілюстрували графіком, на якому вздовж вертикальної осі відкладають світність зорі (абсолютну зоряну величину), а вздовж горизонтальної — спектральний клас (температуру). Так з'явилася діаграма (мал. 215, с. 262), що показує зв'язок двох зоряних параметрів — спектрального класу (температури) та світності (абсолютної зоряної величини). Її називають діаграмою спектр-світність або (на честь обох учених) діаграмою Герцшпрунга — Рассела (Г — Р).

Мал. 215. Діаграма спектр-світність

Значна частина зір на діаграмі Г — Р розміщена вздовж діагональної смуги, що простягається з верхнього лівого кута в нижній правий. Її названо головною послідовністю, а зорі, що лежать на цій смузі, — зорями головної послідовності. Зазначимо, наше Сонце також є зорею головної послідовності та перебуває в тій її частині, що відповідає жовтим зорям.

Поза головною послідовністю праворуч угорі на діаграмі Г — Р розміщено зону червоних гігантів і надгігантів. Це холодні зорі (близько 3000 K), що мають набагато більші світності, ніж зорі з такою самою температурою на головній послідовності. Пояснення цієї розбіжності просте: ці зорі мають більші світності через більші розміри. Аналогічно, відмінністю в розмірах можна пояснити значно меншу, ніж у зір головної послідовності, світність групи гарячих білих зір, що є в лівому нижньому куті на тій же діаграмі. Це — білі карлики, дуже компактні зорі з великою густиною й розмірами у десятки чи то й сотні разів меншими від розмірів Сонця. Речовина білих карликів і ядер деяких червоних гігантів і надгігантів має таку велику густину, що газ, з якого вона складається, перебуває у «виродженому» стані. За такого стану ядра атомів в одиниці об'єму запаковані набагато щільніше, ніж у звичайному газі, а тиск газу не залежить від його температури. Тобто тиск залишається високим, навіть якщо температура газу спадає до нуля. Середня густина білих карликів набагато вища за густину нормальних зір — у середньому

Діаграма спектр-світність, демонструючи залежність зоряних параметрів (температура на поверхні й у ядрі, світність, тривалість життя) від початкової маси зорі, дає змогу простежити весь її життєвий шлях від «народження» до «смерті», про що йтиметься в наступному параграфі.

ЗНАЮ, ВМІЮ, РОЗУМІЮ

1. Які характеристик зір відносять до головних? 2. Назвіть три основні групи, на які поділяють усі зорі відповідно до фізичних властивостей речовини в їхніх надрах. 3. Що відображає послідовність спектральних класів гарвардської класифікації? Які зорі мають найвищу температуру на поверхні й до якого спектрального класу вони належать? 4. Зв'язок яких параметрів зорі показує діаграма Герцшпрунга — Рассела?