Заря

Бетельгейзе. фото с телескопа Хаббл

Звезды (также Звезды, греч. hoi Asteres ) - Гигантские раскаленные, самосветящиеся небесные тела, в недрах которых эффективно происходят (или происходили) термоядерные реакции ^[1]. Солнце - одна из звезд, средняя по своим размерам и светимостью.

Звезды наряду с другими небесными телами изучает наука астрономия. Моделирование физических процессов, происходящих в звездах входит в круг интересов астрофизики.

1. Звездная величина

Невооруженным глазом на небе видно около 6000 звезд. Астрономы античности разделяли их по яркости на шесть звездных величин. Ярчайшие звезды относились к первой величины, найтьмяниши - до шести. Позже, с появлением телескопов и развитием техники наблюдений, возникла необходимость определять звездные величины точнее и расширить диапазон звездных величин. Формально было определено, что звезда первой величины ровно в сто раз ярче звезду шестой. При таком определении некоторые яркие звезды имеют нулевую и даже отрицательную звездную величину. Например, самая яркая звезда ночного неба Сириус имеет звездную величину -1,47 ^{m [2]}. Современная шкала позволяет также получить значение и для Солнца : -26,8 ^m. В то же время орбитальный телескоп "Хаббл" может наблюдать тусклые звезды до 31,5 ^m в видимом свете. Все видимые с Земли звезды (даже те, которые доступны для наблюдения с помощью мощных телескопов) расположены в местной группе галактик.

2. Шкала межзвездных расстояний

2.1. Расстояние до ближайших звезд

Вследствие годичного движения Земли по орбите вокруг Солнца близкие звезды немного сдвигаются относительно далеких, фактически "неподвижных" звезд. За год близка заря описывает на небесной сфере малый эллипс, размер которого тем меньше, чем дальше звезда. В угловой мере, большая полуось этого эллипса приблизительно равна величине максимального угла, под которым из звезды видно полуоси земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол (π) называют летним тригонометрическим параллаксом звезды и применяют для измерения расстояния до нее на основе тригонометрических соотношений между сторонами и углами треугольника, в котором известен угол π и основа - полуось земной орбиты. Расстояние до звезды, определенная по величине ее тригонометрического параллакса π, равна:

( а.е.) (1)

где π - параллакс (в угловых секундах).

В астрономии применяют особую единицу измерения расстояния до звезд - парсек (пк). Заря, которая находится на расстоянии 1 пк, имеет параллакс равен 1 ". Соответственно, 1 пк = 206 265 а.е. = 30 трлн км.

Наряду с парсек применяется еще одна особая единица измерения расстояния - световой год. Он равен расстоянию, которое свет преодолевает за год, т.е. 9,46 ? 10 ¹² км, или 0,307 пк.

Ближайшая к Солнцу звезда является Проксима Центавра - красный карлик 11-й звездной величины. Она имеет параллакс 0,77 ", т.е. расстояние до нее составляет 1,3 пк ^[3] (40 трлн км или 4,3 св.рокы).

За методом тригонометрического параллакса можно определить только расстояния до ближайших звезд. В частности, в астрометрического проекте Гиппаркос достигнута точность измерения параллаксом около одной угловой миллисекунды, что позволяет непосредственно измерять расстояния до звезд, расположенных ближе 1000 парсек. Однако для удаленных объектов параллакс настолько мал, что находится в пределах погрешности его измерения. Для определения расстояния до них применяют другие методы.

2.2. Фотометрический метод определения расстояния

Освещенность создаваемая одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональна квадрату расстояния до них. Как результат, видимый блеск одинаковых светил (т.е. освещенность, создаваемая на Земле в единичном площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояния до них. Выражение освещенности в звездных величинах (m - видимая, M - абсолютная звездная величина) приводит к основной формулы фотометрической расстояния - r _ф (пк):

(2)

Для светил, в которых известные тригонометрические параллаксы, можно определить M, по этой же формуле, сопоставив физические свойства с абсолютными звездными величинами. Это сопоставление показало, что абсолютные звездные величины многих классов светил (звезд, галактик) можно оценивать по ряду их физических свойств.

Основным способом оценки абсолютной величины звезд является спектральный: в спектрах звезд одинакового спектрального класса найдено особенности, указывающие на их абсолютные звездные величины (чаще всего - усиление линий ионизированных атомов с увеличением светимости звезд). По таким признакам звезды разделены на классы светимости. По классам и подклассам, которые оцениваются по их спектрам можно определить абсолютную звездную величину с погрешностью до 0,5 ^m. Эта погрешность соответствует относительной погрешности 30% при определении r _ф по формуле (2).

2.3. Метод определения фотометрической расстояния, основанный на свойствах цефеид

Цефеиды - переменные звезды большой светимости ( гиганты и сверхгиганты). Они принадлежат к звездного населения I типа (плоская составляющая Галактики). Для них установлена ​​важная зависимость период - светимость (чем длиннее период колебания блеска, то цефеида ярче абсолютной звездной величине), которая определяется формулой:

^[4]

где

• M _V - абсолютная звездная величина в желтых (видимых) лучах;
• P - период изменения блеска.

Имея из наблюдений период, можно найти абсолютную звездную величину М; зная последнюю и имея из наблюдений видимую звездную величину m с помощью фотометрического метода можно найти расстояние до цефеиды.

Этот метод применяется не только для нахождения расстояния до самих цефеид, но и к звездных скоплений, галактик, в составе которых удалось обнаружить цефеиды.

Метод предложен Эйнаром Герцшпрунга в начале 20-го века, однако он остается одним из важнейших средств построения шкалы межзвездных и межгалактических расстояний.

3. Единицы измерения

Большинство звездных характеристик основном измеряется в единицах СИ, но также используется и СГС (например, светимость измеряется в эргах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно подаются в соотношении с Солнцем :

солнечная масса :	кг
светимость Солнца :	Вт
солнечный радиус :	м

Несколько большие размеры, такие как радиус гигантских звезд или расстояния в двойных системах часто подают в астрономических единицах ( а. о. ≈ 150 млн км ), Равной среднему расстоянию между Землей и Солнцем.

4. Классификация зрение

Классификации зрение начали строить сразу после того, как стали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как излучения абсолютно черного тела с наложенными на него линиями поглощения или излучения. Главный фактор, влияющий на вид спектра, это температура, поэтому спектральная классификация по своей сути является температурной.

Одну из самых спектральных классификаций разработана в Гарвардской обсерватории в 1890 - 1924 годах во время составления каталог Генри Дрепера (поэтому иногда ее называют Дреперивською классификации) ^[5].

4.1. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела.

В начале XX века, Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел независимо друг от друга нанесли на диаграмму "Спектральный класс" - "Светимость" известные в то время звезды. Позже эта диаграмма, которую сейчас называют "диаграммой Герцшпрунга-Рассела" оказалась ключом к пониманию и исследование процессов, происходящих в звездах.

Найчисленний класс зрение составляют звезды главной последовательности, пересекающей диаграмму от правого верхнего угла к левому нижнему. Именно в таких звезд относится и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность - это то место диаграммы Герцшпрунга-Рессела, на котором звезда находится большую часть своего существования. В настоящее время расходы энергии на излучения компенсируются за счет энергии, выделяемой в теромядерних реакциях превращения водорода на гелий. Время пребывания на главной последовательности определяется массой. Четко выделяются несколько ветвей зрение, уже прошли стадию главной последовательности (гиганты, сверхгиганты). В них происходит "горение" гелия и более тяжелых элементов. Они расположены выше главной последовательности, эти звезды относятся к I-IV классов светимости. В нижней части диаграммы расположены белые карлики, что проеволюционувалы почти полностью. Они имеют VII класс светимости.

4.2. Современная классификация

В 1930-х годах в Йеркський обсерватории был разработан Йеркську классификацию (норма Моргана-Кинана, МК-классификацию, ММК-классификацию - по фамилиям ученых Моргана, Кинана и Келман). Она тоже основана в первую очередь на температуре фотосферы зрение, но учитывает также их светимость, благодаря чему скажем, красные карлики и красные гиганты принадлежат к нескольким классам, несмотря на то, что имеют одинаковую температуру поверхности.

В каталогах и на письме класс звезд пишется одним словом, сначала идет буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определено, пишется буквенный диапазон, например, OB), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, затем римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рессела), а затем - дополнительная информация. Например, Солнце имеет класс G2V.

5. Переменные звезды

Переменная звезда - это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть раз зафиксировано изменение ее блеска. Причин сменности много и связаны они могут быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения лежит в плоскости вращения компонентов (или под небольшим углом к нему), то время от времени одна звезда закрывать другую от наблюдателя, что наблюдается как уменьшение блеска; блеск может измениться если свет от звезды пройдет через сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев изменчивость связана с нестабильными внутренними процессами. В последней версии общего каталога переменных звезд принято следующее разделение переменных звезд:

• Эруптивные переменные звезды - это звезды, которые изменяют свой ​​блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосфера и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звездного ветра переменной интенсивности и / или взаимодействия с межзвездной средой.
• Пульсирующие переменные звезды - показывают периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоев. Это найчислениший тип сменности. Наиболее известными представителями такого класса является цефеиды. Пульсации могут быть радиальными и нерадиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют ее форму сферической, в то время как нерадиальными пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.
• Вращающиеся переменные звезды - это звезды, в которых распределение яркости по поверхности неоднородно и / или они неелипсоидальну форму, вследствие чего при вращении звезд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадает с осью вращения звезды.
• Катаклизмических (взрывчатые и новоподобные) переменные звезды. Причиной переменности этих звезд есть взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или во всем объеме звезды (сверхновые).
• Затменно-двойные системы
• Оптические переменные двойные системы с жестким рентгеновским излучением

Приведенный перечень классов сменности не является окончательным: каждый из классов разделен на отдельные типы переменных, добавляются новые типы сменности.

6. Звездные системы

Звезды могут быть одиночными и кратными: двойными, тройными и большей кратности. В случае, когда к системе принадлежит более десяти зрение, ее называют звездным скоплением. Двойные ( кратные) звезды очень распространены. По некоторым оценкам, более 70% звезд в Галактике кратные ^[8]. Так, среди 32 ближайших к Солнцу звезд - 12 кратных, из которых 10 двойных, включая яркая звезда, небосвода - Сириус. В окрестностях 20 парсек от Солнечной системы около половины из более чем 3000 звезд, - двойные звезды всех типов ^[9].

6.1. Двойная звезда

Подробнее в статье Двойная звезда

Двойная звезда, или двойная система - две гравитационно-связанные звезды, обращающиеся замкнутыми орбитами вокруг общего центра масс. С помощью двойных звезд существует возможность узнать массы звезд и построить различные зависимости.

Но двойные звезды не изучались бы столь внимательно, если бы вся информация о них сводилось к массе. Несмотря на многократные попытки поиска одиночных черных дыр, все кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах. Звезды Вольфа-Райе были изучены именно благодаря двойным звездам.

6.1.1. Тесные двойные системы

Среди двойных звезд выделяют так называемые тесные двойные системы: расстояние между звездами в которых можно сравнить с размерами самих звезд. Благодаря этому в таких системах возникают сложные эффекты, чем просто тяготения: приточный искажения формы, прогрев излучением яркого компаньона и другие эффекты. В тесных двойных системах также может происходит обмен веществом между звездами, что значительно влияет на их эволюцию.

6.2. Звездные скопления

Подробнее в статье Звездное скопление

6.2.1. Шаровидные

Подробнее в статье Шарообразное скопление

Шаровидные скопления - скопление звезд, имеющих сферическую или чуть сплюснутую форму. Їхні діаметр коливається від 20 до 100 парсеків. Це одні з найстаріших об'єктів у Всесвіті. Звичайний вік кулястих скупчень - понад 10 млрд років. Тому до їхнього складу входять маломасивні старі зорі, більшість з яких перебуває на завершальних стадіях своєї еволюції. Як наслідок, тут багато нейтронних зір ^{[ ]}, цефеїд ^{[ Джерело? ]} і білих карликів; передбачається також наявність чорних дір. Нерідко в скупченнях відбуваються спалахи нових зір.

Кулясті скупчення відрізняються високою концентрацією зір. Приміром, у кубічному парсеку в центрі такого скупчення буває від декількох сотень до десятків тисяч зір. Для порівняння: в околицях Сонця на кубічний парсек припадає лише одна зоря.

Кулясті скупчення виникли з гігантської догалактичної хмари, з якої згодом сформувалась Галактика. В Чумацькому Шляху налічують понад 150 кулястих скупчень ^{[ Джерело? ]}, більшість з яких концентруються до центру Галактики.

6.2.2. Розсіяні

Подробнее в статье Рассеянное скопление

Рассеянные скопления - другой класс звездных скоплений. Это звездная система, компоненты которой располагаются на достаточно большом расстоянии друг от друга. Этим она отличается от шаровых скоплений, где концентрация звезд больше. По этой причине рассеянные скопления очень трудно обнаруживать и изучать. Если звезды, находящиеся на одинаковом расстоянии от наблюдателя, движущихся в одном направлении, есть основания предполагать, что они входят в рассеянного скопления.

Найбільш відомі представники цього класу скупчень - Плеяди і Гіади, що розташрвані в сузір'ї Тільця.

Розсіяні скупчення досить численні. Їх відомо більше, ніж кулястих. Деякі з них розташовані неподалік від Сонця - наприклад, до скупчення Гіади близько 40 парсек.

Розсіяні скупчення зазвичай складаються з декількох сот або тисяч зір, хоча зустрічаються й групи більшої чисельності. Здебільшого до них входять масивні та яскраві зорі, а також змінні. Розсіяні скупчення мають невелику масу. Їх гравітаційне поле не здатне утримувати компоненти разом тривалий час і вони поступово віддаляються одна від одної ^{[ Джерело? ]}.

6.2.3. Асоціації

Асоціація зір - розріджене скупчення молодих зір високої світності, що відрізняється від інших типів скупчень своїм розміром (близько 200 - 300 світлових років). Асоціації, здебільшого, пов'язані з хмарами молекулярного газу, що має порівняно низьку температуру. Цей газ є "будівельним матеріалом" для зір. Утворені масивні зорі нагрівають навколишній молекулярний газ, який з часом розсіюється в міжзоряному середовищі. Асоціації, так само як і розсіяні скупчення, нестійкі. Вони повільно розширюються, і їхні компоненти віддаляються один від одного.

7. Еволюція зір

Детальніше у статті Еволюція зір

Після створення теорії внутрішньої будови зір та їхньої еволюції стало можливим і пояснення існування класів зір. Виявилося, що все різномаїття зір зумовлене здебільшого відмінностями у їх масі та залежить від еволюційного етапу, на якому перебуває зоря.

7.1. Протозоря

Детальніше у статті Протозоря

Область зореутворення у Великій Магеллановій Хмарі. NASA / ESA image.

За деяких умов (їх можна назвати кілька) конденсується хмара міжзоряного космічного пилу. За досить невеликий проміжок часу, під дією сили всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворюється порівняно густа непрозора газова куля. Цю кулю ще не можна назвати зіркою, оскільки температура в її ядрі не досить висока, щоб розпочалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі не достатній щоб урівноважити силу тяжіння, тому куля під дією тяжіння продовжує стискатися та розігріватися. На цьому етапі зірку називають " протозорею". Зазвичай із газопилової хмари формується кілька таких протозір, і вони утворюють зоряне скупчення чи асоціацію. Також навколо протозір утворюються менші згустки, що потім стають планетами. У міру стискання протозорі її зовнішня та внутрішня температури зростають до моменту, коли температура і тиск у ядрі зроблять можливими реакції термоядерного синтезу. Тільки після цього протозоря стає зіркою. Початкову стадію еволюції зорі долають за час, який залежить від їх маси: якщо маса більша, ніж маса Сонця, то етап триватиме кілька мільйонів років, якщо маса менша - до кількасот мільйонів років. Мінімальна маса зорі - 0,075 маси Сонця. Якщо маса протозорі менша, вона ніколи не стане справжньою зіркою. Натомість вона перетвориться на коричневого карлика. Це проміжний клас об'єктів між зорями та планетами. Хоча в них можуть відбуватися деякі термоядерні реакції за участю дейтерію та літію, але вони не компенсують витрат енергії на випромінювання, і такі небесні тіла повільно охолоджуються.

7.1.1. Змінні зорі типу T Тельця

Зірка типу T Тільця з навколозоряним диском.

Зорі типу T Тельця (T Tauri, T Tauri stars, TTS) - клас змінних зір, що отримали назву за своїм прототипом - Т Тельця. Зазвичай їх можна виявити поряд із молекулярними хмарами та ідентифікувати за їх змінністю (вельми нерегулярною) в оптичному діапазоні та за хромосферною активністю.

Вважається, що зорі типу T Тельця є завершальною стадією еволюції протозір невеликої маси перед виходом їх на головну послідовність діаграми Герцшпрунга-Рассела.

Вони належать до спектральних класів F, G, K, M і мають масу меншу двох сонячних. Період обертання від 1 до 12 днів. Температура їх поверхні така ж, як і в зір головної послідовності тієї ж маси, але вони мають дещо більшу світність, тому що їх радіус більший. Основним джерелом їх енергії є гравітаційне стиснення ^[10].

У спектрі зір типу T Тельця наявний літій, який відсутній у спектрах Сонця та інших зір головної послідовності, оскільки він спалюється у термоядерних реакціях за температури вище 2 500 000 K ^[11].

7.2. Головна послідовність

Детальніше у статті Головна послідовність

Наступний етап еволюції зорі - спалювання запасів водню (точніше - перетворення його на гелій). Це повільний процес, на який припадає більшість часу існування зорі. У цей час зоря перебуває на головній послідовності діаграми Герцшпрунга-Рассела. Час перебування зорі на головній послідовності залежить від маси зорі (M) і приблизно дорівнює ^[1], тобто від кількох мільйонів років для зір із масами в десятки разів більшими, ніж маса Сонця, до 10-15 мільярдів років для зір з масою близькою, до маси Сонця.

7.3. Подальша еволюція

Після того, як водень у ядрі здебільшого "вигорить", термоядерні реакції перестають виробляти достатню кількість енергії для того, щоб підтримувати сталий, потрібний для врівноваження сил гравітації, тиск. Внаслідок зменшення тиску зоря знову починає стискатися, що призводить до збільшення густини та температури в ядрі. Якщо маса зорі перевищує половину маси сонця у її ядрі виникають умови для перебігу потрійної альфа-реакції, у якій три ядра гелію перетворюється на ядро вуглецю. Ці ядерні реакції характеризуються набагато більшою швидкістю та, відповідно, виділенням енергії. Світність зорі зростає у десятки раз, вона розширюється ("розпухає"), пересуваючись на діаграмі Герцшпрунга-Рассела вправо, до області гігантів. Якщо маса зорі досить велика, невдовзі після гелієвого спалаху "спалахує" вуглець і кисень; кожна з цих подій викликає значну перебудову зорі і її швидке пересування по діаграмі Герцшпрунга - Рессела. Розмір атмосфери зорі збільшується ще більше, і вона починає інтенсивно втрачати газ у вигляді зоряного вітру. Подальша доля зорі повністю залежить від її маси.

7.3.1. Білі карлики

Від переважної більшості зір, маса яких після скидання оболонки не перевищує межі Чандрасекара (≈1,4 маси Сонця) через кілька десятків тисяч років, залишається дуже гаряче компактне ядро, яке називають білим карликом. Інші джерела термоядерної енергії для цих зір недоступні. Вони завершують свою еволюцію, поступово охолоджуються і стискаються, доки тиск вироджених електронів не врівноважить гравітацію. Їхня густина стає в мільйон разів більшою за густину води.

У зір масою більшою від межі Чандрасекара (понад 1,4 маси Сонця) енергія Фермі електронів перевищує дефект маси (нейтрон - протон + електрон) і розпочинається об'єднання протонів з електронами у нейтрони, оскільки така конфігурація енергетично вигідніша. Тиск виродженого електронного газу, що залишається, не може стримати подальше стискання ядра і після вичерпання джерел термоядерної енергії відбувається колапс зорі. Наслідком є спалах наднової II типу.

7.3.2. Наднові

Детальніше у статті Наднова

Наднові - зорі, які завершують свою еволюцію катастрофічним вибухом. Терміном "наднові" було названо зорі, які спалахують набагато (на порядки) сильніше від так званих нових зір. Насправді, ні ті, ні інші фізично новими не є, спалахують зорі, що вже існують, але раніше їх не було помітно неозброєним оком, що й створювало ефект появи нової зірки. Тип наднової визначається за наявністю в спектрі спалаху ліній водню. Якщо він є, значить наднова II типу, якщо ні - то I типу.

7.3.3. Нейтронні зорі

Детальніше у статті Нейтронна зоря

Після спалаху наднової II типу залишається ядро, розміром декілька кілометрів, яке складається здебільшого з нейтронів. Його густина в 280 трлн разів перевищує густину води. Рівновага підтримується тиском виродженої нейтронної речовини. Внаслідок стискання зорі значно збільшується швидкість її обертання та напруженість магнітного поля, і вона починає випромінювати радіохвилі з певною досить стабільною частотою. Саме завдяки такому випромінюванню 1967 року було виявлено пульсари, які вважають нейтронними зорями.

8. Зорі у міфології

Детальніше у статті Сузір'я

Поява мореплавства та рільництва спричинила обожнювання зірок ^{[ Джерело? ]}. У давнину люди об'єднували групи зірок у сузір'я і давали їм назви людей (за фахом тощо), тварин, рослин і речей. Чимало назв сузір'їв та зірок пов'язано з грецькою міфологією. Александрійські вчені у 3 ст.до н. е. звели в певну систему уявлення античності про сузір'я, дали їм назви, які збереглися досі. Велика Ведмедиця пов'язана з міфом про Каллісто; Візничий - кучер Еномая Міртіл; Волопас - Тріптолем, узятий на небо. Сузір'я Деви пов'язане з міфом про нещастя дочки Ікарія або з міфом про Астрею, що залишила землю. Сузір'я Геркулеса, Гіад, Дельфіна мають стосунок до міфа про Аріона або Діоніса й тірренських розбійників, відомі сузір'я Дракона - до Ладона, який стеріг сад Гесперид, Змієносця - до Асклепія. Кассіопея, Цефей, Персей, Андромеда - група сузір'їв, пов'язаних з міфом про Персея та Андромеду, корабель Арго - з міфом про аргонавтів. Молочний шлях пов'язували з міфами про дорогу з Олімпу на землю або з розлитим молоком Гери; Оріон - мисливець, якого вбила Артеміда; Пегас - крилатий кінь Беллерофонта; Плеяди - дочки Атланта ^[12].

Литература

1. І. А. Климишин. В. В. Тельнюк-Адамчук. Шкільний астрономічний довідник. К.1990 ISBN 5-330-01188-4
2. І. А. Климишин. І. М. Дубицький. Основи космології. Івано-Франківськ, 1999

Примечания

См.. также

• Найближчі зорі.
• Нейтронные звезды
• Чорні діри
• Баріонні зорі