лекція одинадцята
Класифікація зірок грунтується на таких харак-теристик зірок, як маса, світність (повне кількістю-ство енергії, що випромінюється зіркою), радіус і температура поверхневих шарів.
Температура зірки визначає колір зірки, тобто її спектральні характеристики. Температуру нагрітого тіла оцінюють по залежності інтенсивності випромінювання від довжини хвилі (рис. 11.1), лекція 8. Чим вище темпі-ратура випромінює тіла, тим далі в область корот-ких хвиль зсувається максі-мум інтенсивності випромінювання. Цей факт сформул-ваний в законі Вина: довжина хвилі, відповідна максимуму енергії, випромінюючи-емой абсолютно чорним ті-лом, назад пропорциональ-на його температурі.
Якщо температура поверх-ностних шарів зірки (як і будь-якого нагрітого тіла) 3000 - 4000 К, то її колір червонуватий, при температурі 6000-7000 К - жовтуватий. Дуже гарячі зірки мають білий і блакитний кольори (10 000-12 000 К). Переважна більшість зірок мають тим-пература близько 3500 К.
Таким чином, вимір залежності інтенсивно-сти випромінювання від його довжини хвилі дозволяє оцінити температуру поверхні зірки.
Світність зірки (кількість енергії, що випускається-моє зіркою в одиницю часу) визначають з вико-ристанням так званої величини зірки (зоряної величини). За визначенням, якщо спостерігається світність (блиск) однієї зірки більше світності інший в 100 раз, то вони будуть відрізнятися один від одного на 5 видимих зоряних величин. Неважко підрахувати, що блиск звез-ди нульовий і двадцятої зоряної величин буде отли-тися в 100 мільйонів разів.
За міжнародними угодами відлік зіркових ве-личин спочатку був встановлений по Полярної зірки, її зоряна величина була прийнята за +2. Однак оказа-лось, що Полярна зірка - змінна і не підходить для цих цілей. Тому зараз нуль-пункт встановлений за допомогою інших зірок, світність яких точно через мерена. Зірка, що має зоряну величину +3 яскравіше Полярної в 2,512 рази, а зоряну величину +1 - слабше Полярної в 2,512 рази. Сіріус яскравіше Полярної зірки в 25 разів, що відповідає різниці зоряних величин 3,5. Тому зоряна величина Сіріуса +2,0 - 3,5 = -1,5. Неозброєним оком видно зірки, що мають зоряну величину +6 і менше.
Шкала видимих зоряних величин, доступних для спостереження сучасними оптичними приладами, за-ключ від -26,7 для Сонця (найяскравішої зірки наше-го неба) до +24 для найслабшою з видимих зірок. Два фактори обумовлюють цей величезний діапазон зірок-них величин - діапазон властиві зіркам значень світності і різноманітність їх відстаней від Землі.
Сонце набагато яскравіше інших зірок. Однак це зовсім не означає, що його світність найбільша. Воно про-сто близько. Для коректного порівняння светимостей НЕ-обходимо виключити фактор відстані. У зв'язку з цим введено поняття абсолютної зоряної величини як ві-Дімою зоряної величини, яку зірка мала б, на-ходясь на відстані 10 пс від Сонця. Саме ця ха-рактеристика і буде визначати світність зірки. Аб-солютная зоряна величина Сонця +5.
Так як відстані до Сонця і Проксіми Центавра менше 10 пс, то їх абсолютні зоряні величини менше видимих зоряних величин. Для інших зірок - абсолютні зоряні величини більше видимих зірок-них величин.
Виникає питання: чому так важливо вміти сопостав-лять характеристики зірок, враховувати поправки на рас-стояння і інші причини (наприклад, міжзоряний по-глощеніе), про які ми не говоримо? Тільки в цьому випадку ми можемо отримувати об'єктивну інформацію про зірку і маємо можливість порівнювати поведінку різних зірок на різних етапах еволюції.
Вимірявши відстань до зірки (використовуючи для доста-точно близьких зірок метод паралакса) і видиму зоряну величину, ми отримуємо абсолютну зоряну величину зірки, яка є мірою її світності. За через вимір залежності інтенсивності випромінювання зірки від довжини хвилі можна встановити її температуру. Відо-стно, що енергія, яку випромінює одиницею площі поверх-ності нагрітого тіла, пропорційна четвертого степу-ні температури Т тіла (закон Стефана-Больцмана):
Повна енергія, що випускається зіркою (світність), буде визначатися радіусом зірки R:
Тут а - постійна величина.
Звідси ми можемо оцінити радіус зірки, абсолют-ва зоряна величина і температура якої відомі. Для цього треба використовувати співвідношення (11.1) і (11.2) для Сонця (абсолютна зоряна величина +5, радіус 700 000 км, температура 6000 К) і скласти пропорцію.
Радіуси зірок змінюються в дуже широких межах: є зірки, за своїми розмірами не перевищують Землю
( «Білі карлики»); нейтронні зірки мають радіуси в кілька десятків кілометрів. Існують величезні «бульбашки» - надгіганти, всередині яких може по-місць орбіта Марса (тисячі радіусів Сонця).
Маси зірок змінюються в порівняно вузьких пре-справах. Дуже мало зірок, маси яких більше або менше маси Сонця в 10 разів. Типові значення мас зірок лежать в діапазоні 0,03-60 мас Сонця. Щільність Сонця 1,4 г / см 3. щільність «бульбашок» - в мільйони разів менше. Щільність «білих карликів» і нейтронних зірок - до 10 12 г / см 3.
При зростанні температури змінюється не тільки довжина хвилі, якій відповідає максимум випромінюючи-ня (рис. 11.1), а й проявляється вплив зовнішніх обо-лочек зірки на її спектр. Можлива класифікація зірок за особливостями їх спектрів випромінювання. Спект-ральная класифікація містить сім класів, позначення-чаєм буквами О, В, A, F, G, К, М - від найгарячіших зірок до найхолоднішим. (Мнемонічні правила: Один Великий Англієць Фініки жував Як Морква; О, Be A Fine Girl, Kiss Me.) Кожен клас розбивається на 10 під-класів - ВО, Bl, В2. О 9. Сонце - зірка класу G2 (табл. 11.1).
Зовнішні оболонки зірки, як правило, представля-ють собою сильно іонізовані водень і гелій, плазми-му з однаковим числом позитивно і негативно заряджених частинок. Важкі елементи, також в иони-зірованним стані, присутні у вигляді незначний-них «добавок». Зауважимо, що можлива ситуація, коли атоми повністю втратять електрони. В цьому випадку окремо існують ядра і електрони, поняття хі-чеського елемента зникає.
Клас А, наприклад, включає так звані водо-рідні зірки зі спектрами випромінювання, характерними для водню. Типова зірка цієї групи - Сіріус.
Клас F включає зірки, в спектрах яких особливо виділяються спектральні лінії кальцію і водню.
До класу G відносяться зірки, в спектрах яких крім спектральних ліній кальцію і водню видно спектральні лінії багатьох металів, особливо заліза. Сонце належить до цієї групи, тому зірки та-кого типу часто називають зірками сонячного типу.
Зірки класу До мають в спектрах інтенсивні лінії кальцію і лінії, що вказують на присутність дру-гих металів.
В клас М входять зірки, спектри яких містять смуги, характерні для оксидів металів, особливо окису титану. Максимум випромінювання зрушать в червону область спектра. Типовий представник - зірка Бетельгейзе (сузір'я Оріона).
Важливу роль в поведінці зірок грають магнітні поля. У плямах на Сонці магнітне поле досягає 4000 Е. Це поле, яке можна отримати на Землі за допомогою щодо сильного електромагніту. Напруженість магнітних полів окремих зірок досягає 10 000 Е.
Ми перерахували основні характеристики зірок. Виникає питання: чи існує який-небудь зв'язок між ними? Чи можна систематизувати існуючі дані про мільйони досліджуваних зірок?
Розраховані за даними спостережень світність, температура і радіус зірки пов'язані один з одним. За допомогою рівнянь (11.1) і (11.2) за двома з цих пара-метрів можна розрахувати третій. Зірки, як ми ви-дим, надзвичайно різноманітні.
Зірки з найбільшими світностями в мільйони разів яскравіша за Сонце. Зірки, які мають найслабші світність-сти, - приблизно в мільйон разів слабкіше за Сонце. Поверх-ностние температури найгарячіших зірок - сотні ти-сяч кельвінів, найхолодніших - близько 1000 К. Раз-особисті і радіуси зірок.
Можна було б очікувати, що у Всесвіті, утримуючи-щей мільйони і мільйони зірок, представлені будь-які можливі поєднання цих параметрів. Це припущень-ня можна перевірити, вибравши будь-які два параметри для великої кількості зірок і побудувавши діаграму, свя-викликають їх.
У 1905 році Е. Герцшпрунг і Г. Рессел незалежно один від одного помітили, що блакитні (гарячі) зірки малої світності зустрічаються дуже рідко, а червоні зірки утворюють дві групи. У 1911 році Герцшпрунг, а в 1913 році - Рессел почали будувати діаграми, зв'язок-вающие світність зірок зі спектральним класом.
Сьогодні діаграма, на яку нанесені блешні-ство відомих зірок (вимірювати температури і визна-лять спектральні класи зовсім слабких зірок практи-но неможливо), носить назву діаграми Герцшпрунга-Рассела (рис. 11.2).
Зірки лежать на цій діаграмі не випадковим обра-зом, а утворюють явно виражені послідовності. Більшість зірок знаходиться в межах порівняно вузької смуги, що йде від лівого верхнього кута диаграм-ми до правого нижнього. Це так звана головна послідовність. У верхньому правому куті - доволь-но безладна угруповання зірок. Їх спектральні класи - G, К, М. Це яскраві зірки з абсолютними зоряними величинами від +2 до -6 - «червоні гіга-ти». У лівій нижній частині діаграми- невелику кількість зірок. Їх абсолютні величини +10 і біль-ше, а спектральні класи від В до F. Тобто це горя-ність зірки з низькою світністю. Але низька світи-ність при високій поверхневої температурі може бути тільки тоді, коли радіус зірки малий. У цій частині діаграми знаходяться маленькі гарячі звез-ди - «білі карлики».
Для того щоб отримати уявлення про відноси-тельно кількості зірок різних послідовностей, можна побудувати діаграму Герцшпрунга-Рассела для близьких околиць Сонця (рис. 11.3).
В обсязі радіусом 5 пс переважна кількість зірок слабкіше і холодніше Сонця. Це - «червоні карлики». Тільки три зірки випромінюють сильніше Сонця - Сіріус, Альтаїр і Процион. Зате на малюнку п'ять білих Карло-ков. Це є свідченням того, що у Всесвіті їх кількість досить велика. Оцінки показують, що «білих карликів» в нашій зоряній системі (Галактиці) принаймні кілька мільярдів (загальна кількість зірок в нашій Галактиці близько 150 мільярдів). Абсолютно ясно, що спостерігати зірки-гіганти