Фізика і астрономія 11 клас

Фізика і астрономія 11 клас

27.04.

Тема: Основні характеристики зір. Температура та розмір зір. Зорі та їх класифікація. Планетні системи інших зір. Маса зір.

   Фізичні подвійні зорі. Деякі зорі виявляються лише оптично-подвійними, тобто близькість таких двох зір є результатом випадкової проекції їх на небо. Насправді в просторі вони далекі одна від одної. А якщо під час спостережен­ня з'ясовується, що вони утворюють єдину систему і обертаються під дією взаємного притягання навколо спільного центра мас, то їх називають фізичними подвійними.

Подвійні зорі називаються візуально-подвійними, якщо їхню подвійність можна помітити під час безпосередніх спостережень у телескоп. Прикладом візуально-подвійної зорі, видимої навіть неозбро­єним оком, є ζ  Великої Ведмедиці, друга зоря від кінця «ручки» її «ковша». При нормальному зорі зовсім близько біля неї видно другу слабку зірочку, її помітили ще стародавні араби й назвали Алькор (Вершник). Яскравій зорі вони дали назву Міцар.

Системи з кількістю зір n ³3 називаються кратними. Так, у бінокль видно, що ε Ліри складається з двох однакових зір 4-ї зоряної величини, відстань між якими 3'. При спостереженні в телескоп ε Ліри - візуально-четверна зоря.

Затемнювано-подвійні зорі. При взаємному обертанні компоненти подвійної системи можуть по черзі заступати один одного. Такі зорі називаються затемнено-подвійними або алголями, за назвою свого типового представника β Персея. Під час затемнень загальна яскравість пари, компонентів якої ми нарізно не бачимо, слабшатиме. Решту часу в проміжках між затемненнями вона майже стала і тим довша, чим коротша тривалість затемнень і чим більший радіус орбіти. Якщо супутник великий, але сам дає мало світла, то сумарна яскравість системи зменшується зовсім ненабагато, коли яскрава зоря заступає супутник.

   Стародавні араби назвали β Персея Алголем (перекручене ель ґуль), що означає «диявол». Можливо, вони помітили його дивну поведінку: протягом 2 днів 11 год яскравість Алголя стала, потім за 5 год вона слабшає від 2,3 до 3,5 зоряної величини, далі за 5 год яскравість повертається до попереднього зна­чення.

Спектрально-подвійні зорі. Якщо компоненти подвійної зорі при взаємному обертанні підходять близько один до одного, то навіть у найсильніший телескоп їх не можна бачити нарізно. В цьому разі подвійність можна виявити за спектром. Такі зорі називатимуться спектраль­но-подвійними. Через ефект Доплера лінії в спектрах зір зміщу­ватимуться в протилежні боки (коли одна зоря віддаляється від нас, інша наближається). Зміщення ліній змінюється з періодом, що дорівнює періоду обертання пари. Якщо яскравості й спектри зір, які становлять пару, подібні, то в спектрі подвійної зорі спо­стерігається періодично повторюване роздвоювання спектральних ліній. У зорі, яка наближається, спектральної лінії зміщуються до синього кінця спектра, а в тієї, що від­даляється - до червоного. Якщо одна із зір світиться слабо, то буде видно лінії тільки другої зорі, що періодично зміщуються. Взагалі подвійність зір - дуже поширене явище. Статистика показує, що близько 30 % усіх зір, очевидно, подвійні.

Тісні подвійні системи. Пари зір, відстані між якими сумірні з їхніми розмірами, називаються тісними подвійними системами. За тісного розташування зір частинки газу починають належати не окремому компоненту, а системі в цілому. Починається процес обміну речовиною між зорями. Якщо одна зоря розширюється, перетворюючись у червоного гіганта, то її речовина починає вільно перетікати на другий компонент, утворючи навуоло неї широкий диск. Речовина гальмується, нагрівається, починає світитися, і зрештою осідає на  поверхню «сусідки», збільшуючи її масу і температуру.

Фізичні змінні зорі. У наш час відомі десятки тисяч фізичних змінних зір, у яких реально змі­нюється їхня світність. Причому в одних вона змінюється строго періодично, а в інших - з часто порушуваною періодичністю або навіть безсистемно). Отже, зміна розміру й температури спричиняє зміну світності зір. Тому для всіх фізичних змінних зір типово, що разом із зміною світності відбуваються ті чи інші зміни в спектрі, тобто в стані їх атмо­сфери.

Пульсуючі змінні зорі – цефеїди.  З періодичних змінних зір особливий інтерес становлять цефеїди. Це білі або жов­туваті зорі. Свою назву вони дістали за типовим представ­ником - зорею δ Цефея. Пе­ріод її змінності 5,37 доби й амплітуда зміни яскравості від 4,6 до 3,7 зоряної величини. Амплітуди зміни яскравості цефеїд становлять не більш як 1,5 зоряної величини при пе­ріодах від десятків хвилин до кількох десятків діб.  Цей період у  них багато років незмінний з точністю до часток секунди. Із зміною температури дещо змінюється й спектральний клас цефеїд. Причина цього в тому, що цефеїди - пульсуючі зорі. Вони періодично розширюються і стискуються. Стискання зовнішніх шарів спричиняє їх нагрівання. Цефеїди поділяють на дві групи: короткоперіодичні з періодами, меншими за 1 добу, і класичні з періодами, більшими за 2 доби. Перші з них гарячіше й мають однакову абсолютну величину М=0,5. Тому залежність світності від періоду цефеїд надзвичайно важлива для визначення відстаней і розмірів нашої зоряної системи. Яскраві цефеїди-гіганти нам видно, як маяки Всесвіту, здалеку.

Нові зорі.   Назва   «нові   зорі»  збереглася  з  давніх  часів за зорями, які вважалися справді новими. Зібрані колекції фото­графій показали, що так звана нова зоря насправді існувала й ра­ніше, але раптом спалахнула, внаслідок чого її яскравість за короткий час збільшилася в десятки тисяч разів. Після спалаху зоря поступово повернулася до попереднього стану. Амплітуда зміни яскравості нових зір становить  від 7 до 14 зоряних величин, тобто їх світність може змінюватися в 400000раз. Можливо, що в нових зір спалахи повторюються з проміжками в тисячі років. Яскраві нові зорі, які в максимумі досягали першої зоряної вели­чини, спостерігалися рідко, наприклад у 1901, 1918, 1925 рр. Спалах нової зорі відбувається звичайно за кілька днів, а повернення до попередньої світності триває роками й супроводжується коливаннями яскравості.

Зміни в спектрі нової зорі показали: яскравість зорі збільшу­ється тому, що роздувається фотосфера - зростає її поверхня. У момент максимуму світності діаметр нової зорі більший за діа­метр земної орбіти. У момент найбільшої яскравості із зорі зри­вається зовнішній шар і з швидкістю близько 1000 км/с розширюється в навколишній простір. Як нові спалахують лише деякі дуже гарячі зорі помірних світностей, причому всі нові зорі, очевидно, є подвійними.

Наднові зорі. Деякі особливі зорі, невидимі раніше, не­сподівано спалахують і згасають подібно до нових зір. Проте в максимумі світності вони бувають у тисячі разів яскравішими, ніж нові зорі, їх називають надновими зорями. Швидкість ви­кидання газів з них також у багато разів більша, ніж у звичайних нових зір. Внаслідок колосальної світності, яка в максимумі перевищує в десятки тисяч разів світність найяскравіших звичайних зір, ми бачимо наднові зорі на величезних відстанях від нас, в інших зоряних системах. Для оцінки цих відстаней вимірюють яскравість наднових зір. Спалахи наднових зір відбуваються надзвичайно рідко - у середньому один спалах за кілька десятиліть або століть у системі, де налічуються мільярди зір.

Ще до винайдення телескопа в нашій зоряній системі спостері­галося кілька зір, які безсумнівно були надновими. На місці, де одна з них спалахнула в 1054 р. в сузір'ї Тельця, знаходиться туманність, названа Крабоподібною. Вона містить іонізований газ у вигляді прожилок, які прони­зують її основну аморфну масу. Порівнявши фотографії різних років, з'ясували, що туманність розширюється зі швидкістю 1 000 км/с, її розширення почалося з моменту спалаху над­нової зорі. Газ, що утворив туманність, вона викинула під час спалаху. Пізніше виявилось, що Крабоподібна туманність - одне з найпотужніших джерел радіовипромінювання. Воно спричинене тим, що магнітне поле туманності гальмує породжені під час ви­буху зорі електрони, які рухаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла. Таке радіовипромінювання електронів у магніт­ному полі називається нетепловим, або синхротронним. Крабоподібна туманність виявилася також одним з найпотужні­ших космічних джерел рентгенівських променів. На місці спалахів інших «близьких» наднових зір також вияв­лено туманності, що випромінюють радіохвилі й розширюються. Спалахи наднових зір - найграндіозніші й найрідкісніші з катаст­роф, що відбуваються з небесними тілами.

Пульсар. Пульсар - космічне джерело електромагнітного випромі-нювання, що реєструється на Землі у вигляді імпульсів - сплесків, які періодично повторюються. Перший пульсар відкрили Джоселін Белл і Ентоні Х'юїш у 1967. Джерелом імпульсів вважається нейтронна зоря з сильним магнітним полем, яка обертається і має вузько спрямоване випромінювання. Більшість пульсарів спостерігаються у радіодіапазоні. В наш час відомо більш 1000 пульсарів. Згідно з сучасними теоріями – пульсар  є кінцевою стадією еволюції одиночної масивної зорі.

Чорні діри. Як показують дослідження, в міжзоряному середовищі є протяжні газово-пилові комплекси з масами в тисячі й десятки тисяч мас Сонця, розмірами 10-100пк (300-3000св.р.) і температурою кілька десятків кельвінів. Такі комплекси гравітаційно нестійкі і з часом дробляться на окремі фрагменти. Саме з таких фрагментів внаслідок гравітаційного стиснення утворюються протозорі. На початку процесу формування протозорі пилові частинки і газові молекули падають до центра хмари, потенціальна енергія гравітації переходить у кінетичну, а кінетична, внаслідок зіткнень частинок, - у теплову. Таким чином, значна частина гравітаційної енергії стискання витрачається на нагрівання речовини. Газ і пилинки швидко трансформують цю енергію в інфрачервоне випромінювання, яке вільно залишає газово-пиловий комплекс. Тому протозорі є потужними джерелами інфрачервоного випромінювання. В процесі формування ядра зі значно більшою густиною, ніж у навколишній хмарі, протозоря стає непрозорою для власного інфрачервоного випромінювання, і температура її надр починає стрімко зростати. Енергія від центральних до зовнішніх зон переноситься шляхом конвекції. На діаграмі спектр-світність протозорі розташовуються праворуч від головної послідовності. Коли температура ядра досягає кількох мільйонів кельвінів, включаються перші термоядерні реакції «вигорання» літію, берилію, бору. Але газового тиску, який існує при таких температурах, недостатньо для припинення стискання.

І тільки через кілька сотень тисяч років для майбутніх масивних зір і через сотні мільйонів років для майбутніх карликових зір, коли температура в центрі в процесі подальшого стискання досягає приблизно 10 млн.К, починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій з виділенням величезної кількості енергії. Відтепер сила газового тиску, що підтримується високою температурою, зрівноважує сили гравітації, і стискання припиняється. Протозоря досягає стану гравітаційної рівноваги і перетворюється на молоду зорю, яка відповідно до своєї маси і світності займає певне місце на головній послідовності діаграми спектр-світність. Що більша маса новонародженої зорі, то вища температура в її надрах (а отже, і на поверхні), більша її світність і тим вище вона розташовується на головній послідовності. Зоря перебуває на ній доти, доки весь водень у центральних її частинах не перетвориться на гелій і не утвориться гелієве ядро.

Наприклад, для блакитного гіганта з масою в 17 разів більшою за сонячну і температурою на поверхні 28000К час перебування на головній послідовності дорівнює 8 млн. років, а для червоного карлика з масою 0,5 сонячної і температурою поверхні 3 000К - 80 млрд.років.

Таким чином, на головній послідовності зоря проводить основну частину свого «життя», строк якого визначається "її початковою масою. Масивна блакитна зоря з великими запасами водневого палива живе набагато менше часу, ніж маленький червоний карлик з його мізерними запасами. Адже інтенсивність термоядерних реакцій у надрах масивної зорі набагато вища, ніж у холодного червоного карлика.

Еволюція зір. Розділ астрономії, що вивчає походження об'єктів космосу, називається косогонією. Наукові основи косогонії закладені І. Ньютоном, який довів, що рівномірний розподіл речовини у просторі є нестій-ким і під дією власної гравітації утворюються ущільнення газу. Цю теорію у 1902 році розвинув англійський астрофізик Дж. Джине (1877-1946). Утворені з газопилового середовища Галактики згустки, які стискаються своїм гравітаційним полем, називаються протозорями. При зменшені об'єму температура протозорі зростає і вона інтенсивно випромінює в інфрачервоному діапазоні спектра. Тривалість цієї стадії залежить від маси - від сотень тисяч років (дня масивних протозір) до сотень мільйонів років (для протозір, легших за Сонце). Коли температура в надрах протозорі сягає кількох мільйонів кельвінів, розпочинаються термоядерні реакції синтезу гелію, виділяється величезна енергія, значно зростає тиск в надрах і стискання припиняється. Протозоря перетво-рюється у звичайну зорю і займає місце на головній послідовності діаграми Герцшпрунга - Рессела. Масивніші зорі випромінюють сильніше і належать до ранніх спектральних класів, а зорі малої маси, відповідно, розташовуються нижче від Сонця і належать до пізніх спектральних класів. Тривалість перебування зорі на головній послідовності залежить від запасів водню (термоядерного палива) у ядрі та інтенсивності його використання. Для зір типу Сонця цей процес триває приблизно 10 млрд.років, а для зорі масою М (у масах Сонця):  років. Що легша зоря, то триваліший час вона перебуває на головній послідовності. Наприклад, блакитний гігант (М = 20) використовує свій за-пас енергії за 1,25 млн.років, а червоний карлик (М=0,5) - за 80 млрд.років,

Після вигоряння водню в надрах зорі утворюється гелієве ядро, а термоядерні реакції відбуваються в тонкому шарі на його межі. При цьому оболонка зорі розбухає. Енергія, яка поступає з надр тепер розподіляється на більшу площу і тому температура фотосфери падає. Зоря сходить з головної послідовності поступово перетворюючись в надгігант чи гігант.

Якщо маса зорі незначна, то її ядро не спроможне втримати роздуту обо-лонку і та поступово віддаляється, утворюючи планетарну туманність. Після остаточного розсіювання оболонки залишається лише гаряче ядро зорі - білий карлик. Ядерних джерел енергії в зорі нема і вона ще дуже довго світить, повільно охолоджуючись. Такий шлях розвитку буде в Сонця: через 6-7 млрд років пройшовши стадію червоного гіганта, воно стане білим карликом.

Еволюція масивних зір проходить бурхливіше. У кінці свого існування така зоря може вибухнути надновою, а її ядро, різко стиснувшись, стане нейтронною зорею або чорною дірою.

Скинута під час вибуху наднової, оболонка стає матеріалом для утворення зір наступного покоління. Під час розвитку зорі внаслідок ядерних реакцій у її надрах можуть утворюватись усі хімічні елементи таблиці Менделєєва до заліза включно. Важчі елементи синтезуються лише при вибуху наднових. Тому є всі підстави вважати, що Сонце - зоря другого покоління, у якій є домішки речовини, яка в свій час побувала в надрах зірок першого покоління.

Питання для самоконтролю.

1.     Що таке нейтронні зорі? Що таке нейтрона зірка?

2.     Що таке чорні діри?

3.     Яка нейтронна зоря швидко обертається? 

4.     Що таке наднова?

5.     Що таке нові зірка?

6.     Що таке цифеїда?

7.     Що таке пульсар?

Домашнє завдання

Вивчити §51. Дайте відповіді на питання самоконтролю та перешліть на електронну адресу captatana5@gmail.com