§ 21. Звичайні зорі

1. Відстані до зір. Як уже було сказано в § 3, прямі вимірюван­ня відстані до тієї чи іншої зорі можна проводити, визначаючи річний па­ралакс ті - кут, під яким із зорі було б видно радіус земної орбіти. Загалом ця операція зводиться до фотографування зір за допомогою телескопа че­рез кожні 6 місяців, тобто із двох протилежних точок земної орбіти. На фотографіях близька зоря дещо змінить своє положення на фоні інших, більш далеких зір. Якщо це переміщення достатнє для вимірювання, то можна обчислити відповідний кут, а отже, і відстань до зорі (мал. 3.4):

Знаючи відстань до зорі, її видиму зоряну величину та використову­ючи формули (3.3) і (3.4), можна обчислити два інших її параметри: аб­солютну зоряну величину M 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 M тощо) ми знаємо відстань r і його видиму зоряну величину m, то визначивши за (3.3) і (3.4) його абсолютну зоряну величину M і світність L, вважаємо його надалі «стандартом». Досліджуючи навко­лишній зоряний світ, виявляємо в ньому об'єкт з таким же набором ха­рактеристик (Т, M тощо). Приймаючи, що обидва об'єкти мають однако­ву абсолютну зоряну величину М, і визначивши видиму величину m досліджуваного об'єкта, за формулою (3.3) знаходимо відстань до нього.

2. 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 HD93129А з комплексу в сузір'ї Кіля - во­на світиться як мільйон наших Сонць. З іншого боку, світність найближ­чої до Сонця зорі Проксими Кентавра становить лише O,OOOO56L₀. 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.

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 Я. А радіуси ней­тронних зір становлять лише 10-30 км (мал. 21.1 на стор. 129).

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.

3. 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:

Причому всередині кожного класу введено поділ на 10 підкласів, які по­значаються цифрами від 0 до 9, цифри ставляться після букви (наприклад, АО, Al..., А9, F0...). Так утворюється плавна послідовність підкласів.

Класи О, В, А названо гарячими, або ранніми, класи Fil- соняч­ними, К, M - холодними або пізніми.

Для запам'ятовування послідовності спектральних класів приду­мано декілька жартівливих фраз, як ось англійською мовою: «Oh Be A Fine Girl Kiss Me», 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.

4. 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) (мал. 21.2 на стор. 130). Замість абсолютної зоряної величини можна відкладати світність, а замість спектральних класів - температуру.

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, M з малою світністю - червоні карлики.

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 а 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.

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 пскугідовності, 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 M. А далі, використовуючи співвідно­шення (3.3), 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.

5. 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, M, 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 (мал. 21.3).

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 1,2М, 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.

1. Наскільки переконливим для Вас є знаходження відстаней до об'єктів Галактики «методом типового представника»? 2. Чим пояснюються відмінності спектрів зір? 3. Як будується діаграма спектр-світність? 4. У чому суть методу спектральних паралаксів? 5. У чому полягає несхожість внутрішньої будови зір з масою 2М₀ і О,5М₀?

Мал. 21.1. Порівняльні розміри зір