Зорі та їх класифікація. Подвійні зорі

Знаючи відстань до зорі, її видиму зоряну величину, можна обчислити два інших її параметри: абсолютну зоряну величину М і світність L.

Від середини XIX ст. до кінця XX ст. було визначено паралакси більш ніж 100 000 об'єктів, тобто встановлено характеристики кожної мільйонної зорі з усіх, що населяють нашу Галактику. На основі методу річного паралаксу астрономи розробили близько десяти інших методів визначення відстаней, а отже, і основних фізичних параметрів зір. Серед них - широковживаний метод типового представника, суть якого ось у чому.

Якщо для об'єкта з певним набором характеристик (температура Т, колір, маса М тощо) ми знаємо відстань г і його видиму зоряну величину т, то його абсолютну зоряну величину М і світність L, вважаємо його надалі «стандартом». Досліджуючи навколишній зоряний світ, виявляємо в ньому об'єкт з таким же набором характеристик (Т, М тощо). Приймаючи, що обидва об'єкти мають однакову абсолютну зоряну величину М, і визначивши видиму величину т досліджуваного об'єкта.

Світності, радіуси і температури зір. Дослідження багатьох тисяч об'єктів зоряного неба привели до висновку, що за своєю світністю зорі істотно відрізняються між собою. Одні з них мають світності у сотні, тисячі чи навіть мільйони разів більші від світності Сонця, а інші, навпаки, у сотні, тисячі й навіть сотні тисяч разів менші за неї. Найбільшу світність у Галактиці має зоря Н093129А з комплексу Т в сузір'ї Кіля - вона світиться як мільйон наших Сонць. З іншого боку, світність найближчої до Сонця зорі Проксими Кентавра становить лише 0,0000561/с. Тільки 18 000 таких Проксим, разом узятих, будуть світити як наше Сонце.

Як виявляється, у Галактиці зір з малими і дуже малими світностями в десятки разів більше, ніж таких, як Сонце, і в тисячі разів більше, ніж потужних зір, світності яких перевищують сонячну. Із 40 найближчих до нас зір лише три мають світність більшу за сонячну.

Рисунок – Процес формування масивних зір.

Те ж саме можна сказати і про розміри зір. Є зорі-гіганти і надгіганти, радіуси яких у сотні й тисячі разів перевершують сонячні. І навпаки, є зорі-карлики, радіуси яких у десятки і сотні разів менші від К®. А радіуси нейтронних зір становлять лише 10-30 км.

Температура більшості зір знаходиться в межах від 2 500 К до ЗО 000 К, хоча відомі й такі зорі, для яких вона менша або більша вказаних меж.

Температура в ядрі зірки підвищується до такої міри, що гамма-випромінювання зірки трансформується в електрони, а потім і в їх античастинки, позитрони.

Рисунок - Світності зір

Спектри і спектральна класифікація зір. Вже при першому знайомстві з зоряним небом привертає увагу відмінність зір за їхніми кольорами. Набагато сильніше ця відмінність проявляється при розгляданні спектрів. Як правило, зорі мають неперервний спектр, на який накладаються спектральні лінії, частіше за все поглинання, але в спектрах деяких зір видно і яскраві лінії випромінювання.

Найважливіші відмінності спектрів зір полягають у кількості та інтенсивності спектральних ліній, а також у розподілі енергії в неперервному спектрі.

Як виявилося, серед сотень тисяч зір важко знайти хоча б дві, спектри яких були б однаковими. І все ж, якщо нехтувати дрібнішими відмінностями, ці спектри можна поділити на декілька спектральних класів. Загальновживаною є Гарвардська класифікація, створена в Гарвардському університеті в США. Спектральні класи в цій класифікації позначено літерами латинського алфавіту в такому порядку:

Спектр випромінювання зірок – суцільний, з темними лініями поглинання (в зоряних атмосферах) та іноді – з яскравими емісійними лініями, що виникають у верхніх шарах зірок. Вид спектра визначається температурою та тиском в атмосфері, хімічним складом, обертанням зірки тощо.

Дослідження спектрів зірок з 1385 р, зведені до каталогу Г. Дрепера (НД) в якому прийнята Гарвардська класифікація – послідовність спектральних класів:

Кожний клас розділений на 10 підкласів (наприклад А0, G2, F5 тощо).

Класифікація заснована на оцінках відносної інтенсивності та виду спектральних ліній. Розглянемо основні особливості спектрів зірок різних класів.

0 – характерні лінії НІ; НеІ, НеІІ, багатократно іонізованих Si, C, N, O (Si IV, C IV, C III, N III та ін.). Т~40–28тис.К. Приклади: λ Оріона, Цефея, ξ Персея.

Рисунок - λ Оріона, Цефея, ξ Персея.

В – лінії НеІ та N, C, O, Si в більш низьких стадіях іонізації, ніж в класі 0. З’являються лінії поглинання НеІ, НІ, слабкі фраунгоферові лінії Н і К іона СаІІ (λ 3968 Å і λ 3968 Å). Т~28–10 тис.К. Приклади: γ та ε Оріона, α Діви, γ Персея.

А – найбільш інтенсивні лінії НІ. Зникають лінії Не. Є лінії Н і К, які підсилюються до класу F, та слабкі лінії металів (Fе, Мg). Т~10–7 тис. К. Приклади: α Великого Пса, α Ліри, γ Близнюків.

F – слабішають лінії НІ. Інтенсивні лінії молекулярного водню, калію, Н і К. Чисельні лінії металів, що підсилюються до класу G. 3’являється лінія СаІ та „полоса G” (λ 4310 Å), утворена зливанням кількох ліній FeI, Ca, TiII. Т~7–6тис.К. Приклади: δ Орла, δ Близнюків, α Малого Пса, α Персея.

G – (типу Сонця). Інтенсивні фраунгоферові лінії, СаІ, FeI, FeII й металів, полоса G. Приклади: Сонце (G2), α Візничого. Т~6–5тис.К.

К – максимально інтенсивні Н і К, СаІ. Інтенсивні лінії металів, полоса G. Починаючи з К5 – полоси поглинання ТіО. Т – 3,5 тис.К. Приклади: α Волопаса, β Близнюків, ε Лебедя, α Тільця.

Рисунок - α Волопаса, β Близнюків, ε Лебедя.

М – полосатий спектр з різкими полосами поглинання ТіО й інших молекулярних сполук. Помітні лінії металів, Н і К, СаІ. Полоса G слабішає. Т~ 3,5–2 тис. К. Приклади: α Оріона, α Скорпіона, О Кита.

Розгалуження спектральної послідовності пов'язане з тим, що зірки класу R відзначаються додатковими сильними полосами поглинання молекул С та ціана (СN). У зірок класу N ці полоси ще сильніші, – їх називають вуглецевими. У зірок класу S – полоси окислів цирконія, іттрія, лантана. Зірки Вольфа–Райє з широкими лініями випромінення (Т~100тис.К) віднесені до класу W.

В спектрах зірок одного й того ж класу при незмінній Т інтенсивність ліній поглинання збільшується з зменшенням тиску. Згідно з (2.6) ступінь іонізації залежить не тільки від Т, а й від концентрації частинок. Тому при однаковій Т в розрідженій атмосфері гіганта ступінь іонізації вища, ніж в більш згущеній атмосфері карлика. Значить, при однаковій кольоровій температурі гігант належить до більш раннього спектрального підкласу, ніж карлик. Встановлена залежність колір – світність, в якій спектру зірки дається спектральний клас та клас світності по М (для класів F–G):

І – надгіганти (М=–4,7 ÷ –10)

ІІ – яскраві гіганти (М=–2,2)

ІІІ – слабкі гіганти (М=+1,2)

ІV – субгіганти (М=+2,7)

V – карлики (М=+4)

VІ – субкарлики (М=+5 ÷ +6)

VІІ – білі карлики (М=+13 ÷ +15)

Для запам'ятовування послідовності спектральних класів придумано декілька жартівливих фраз, як ось англійською мовою: «Oh Be A Fine Girl Kiss Ме», або українською: «ОБидвА Фазани Жовтим Кольором Мазані Рядком Надуті Сидять».

Основним критерієм спектральної класифікації є інтенсивність атомних спектральних ліній і молекулярних смуг.

Фізичне обгрунтування спектральної класифікації полягає в тому, що вона фактично є температурною класифікацією. Тобто зовнішній вигляд спектра залежить від температури на поверхні зорі, і при переході від пізніх спектральних класів до ранніх температури збільшуються.

Водночас спектральна послідовність є і послідовністю кольору, адже різний колір зір також залежить від температури. За різних температур максимум інтенсивності неперервного спектра припадає на різні його ділянки. Якщо максимум випромінювання зорі знаходиться у червоній частині спектра, то її колір буде червоним, якщо у блакитній -блакитним. А якщо зоря випромінює з однаковою інтенсивністю весь неперервний спектр, то її колір буде білим. Тому навіть без фотометричних вимірів, тільки за зовнішнім виглядом спектрограми зорі, як кажуть, «на око», можна оцінити її температуру.

Діаграма спектр—світність. Датський астроном Е. Герц-шпрунг і дещо пізніше американський астрофізик Г. Рессел у 1905-1913 pp. виявили існування залежності між виглядом спектра (тобто температурою) і світністю зір.

Ця залежність ілюструється графіком, по одній осі якого відкладають спектральний клас, а по другій - абсолютну зоряну величину. Такий графік названо діаграмою спектр-світність або діаграмою Герцшпрунга-Рессела (ГР). Замість абсолютної зоряної величини можна відкладати світність, а замість спектральних класів - температуру.

Рисунок - Діаграма Герцшпрунга-Рессела

Як виявилося, зорі не заповнюють поле діаграми рівномірно, а утворюють на ній декілька послідовностей. Близько 90% зір із околиць Сонця зосереджені вздовж вузької смуги, яка перетинає поле діаграми від її лівого верхнього кута до правого нижнього. Ця смуга називається головною послідовністю.

У правому нижньому куті знаходяться зорі пізніх спектральних класів К, М з малою світністю - червоні карлики.

Рисунок – Червоний карлик, білий карлик, жовтий карлик, коричневий карлик.

У лівому верхньому куті знаходяться зорі ранніх спектральних класів О,В- блакитні гіганти.

Над головною послідовністю розташовується група гігантів пізніх класів G-M з великою світністю. їхній типовий представник - зоря Р Близнят (Поллукс).

У верхньому правому куті знаходяться надгіганти. їхній типовий представник - зоря α Оріона (Бетельгейзе).

На 1 000 зір головної послідовності припадає один гігант, а на 1 000 гігантів - один надгігант. Паралельно головній послідовності, але дещо нижче від неї, розташована послідовність субкарликів. Від зір головної послідовності вони відрізняються значно меншим вмістом металів.

І нарешті, в лівому нижньому куті діаграми розташовані білі карлики - група зір, світності яких у сотні разів менші від сонячної. Тут перебуває близько 10 % загальної кількості зір із околиць Сонця.

Ключ до розуміння діаграми ГР було знайдено тоді, коли з'ясувалося, що місце, яке займає зоря на головній послідовності, залежить від її маси.

Звернімо увагу на цікаву обставину: зорі однакового спектрального класу, і отже й температури, на діаграмі ГР розташовуються в різних її точках. Є зорі класу М, які знаходяться на діаграмі високо, тобто мають великі маси, і є зорі того ж класу, але розташовані в самому низу головної послідовності, тобто мають маленькі маси. Перші з них належать до надгігантів, а другі до карликів.

Яким же чином можна відрізнити перші від других, якщо вони мають однакову температуру поверхні та схожі спектри? Належність зорі до гігантів чи карликів визначається за зовнішнім виглядом одних і тих же спектральних ліній, адже у гігантів і карликів вони дещо різняться за інтенсивністю і шириною. Порівнюючи інтенсивності ліній певних елементів, досить просто виявити, яка ця зоря - карлик чи гігант.

За допомогою діаграми ГР можна визначати відстані до зір, адже зорі однакових спектральних класів, розташовані в однакових ділянках діаграми, мають однакові світності та абсолютні зоряні величини. Якщо ми маємо спектр зорі, то з діаграми ГР дізнаємося про її світність L і абсолютну зоряну величину М. А далі обчислимо відстань до неї. Такий метод визначення відстаней називається методом спектральних паралаксів. Він дозволяє визначити відстані практично до всіх зір, спектри яких відомі. Оскільки можна одержати спектри дуже далеких зір, метод спектральних паралаксів виявляється дійовим для значної частини Галактики і для найяскравіших зір, які можна спостерігати в інших галактиках.

Моделі зір. Про внутрішню будову зір можна дізнатись тільки шляхом розрахунків і подальшим порівнянням їх зі спостережними даними. Якщо для будь-якої зорі відомі маса і радіус, то можна отримати уявлення про фізичні умови в її надрах тим же шляхом, як це було зроблено для Сонця. З'ясувалося, що при переміщенні вгору вздовж головної послідовності радіуси й температури в надрах зір зростають. Залежно від того змінюється й характер термоядерних реакцій у їхніх надрах.

У зорях пізних спектральних класів G, К, М, як і в Сонці, виділення ядерної енергії відбувається внаслідок реакції протон-протонного циклу. В гарячих зорях ранніх спектральних класів О, В, А температура в надрах яких вища і становить десятки мільйонів К, головну роль у перетворенні водню на гелій відіграє вуглецево-азотний цикл, що дає значно більше енергії. Цим і пояснюється їхня велика світність.

Таким чином, слід чекати, що зорі на різних ділянках діаграми ГР, мають різну будову, що підтверджується розрахунками.

Згідно з розрахунками у зорях верхньої частини головної послідовності внаслідок дуже інтенсивного виділення енергії випромінювання не здатне винести з надр усю енергію, яка утворилась. А тому в зорях, маса яких становить більше ніж 1,2М0, енергію переносить сама речовина, яка починає перемішуватись у центральних районах. На відміну від Сонця, де існує променисте ядро, в таких зорях виникає центральна конвективна зона, розміри якої становлять близько чверті її радіуса. Шари, що оточують центральну конвективну зону, аж до фотосфери, перебувають у стані променистої рівноваги, як це має місце на Сонці у відповідній зоні.

Зорі нижньої частини головної послідовності за своєю будовою подібні до Сонця, тобто мають променисте ядро, зону променистої рівноваги і конвективну зону. Що холодніша зоря, то протяжніша у неї конвективна зона.

Вкрай неоднорідну структуру мають червоні гіганти. З вигоранням водню в центральних зонах зорі область енерговиділення поступово зміщується на периферію. Внаслідок цього утворюється тонкий шар, де тільки і може відбуватись воднева реакція. Цей шар ділить зорю на дві істотно різні частини: внутрішню («гелієве ядро»), де реакції не відбуваються з причини відсутності водню, і зовнішню потужну конвективну зону, де водень є, але реакції не відбуваються через низьку температуру.

Тепер відомо десятки тисяч тісних візуально подвійних зір. Із них лише 10 % впевнено виявляють відносний орбітальний рух і лише для 1 % (≈ 500 зір) можна надійно обчислити орбіти.

Рух компонентів відбувається за законами Кеплера. Обидва компоненти описують еліптичні орбіти однакового ексцентриситету навколо спільного центра мас. Такий ж ексцентриситет має орбіта зорі-супутника відносно головної зорі. Велика піввісь орбіти відносного руху навколо головної зорі дорівнює сумі великих півосей орбіт обох зір відносно спільного центра-мас, а величина великих півосей цих двох еліпсів обернено пропорційні масам зір.

Якщо із спостережень відома орбіта відносного руху, то за формулою визначають суму мас компонентів подвійної зорі. Якщо відоме відношення півосей, то можна визначити відношення мас.