§ 23. ТЕМПЕРАТУРА ТА РОЗМІРИ ЗІР. ЗОРІ ТА ЇХНЯ КЛАСИФІКАЦІЯ. ЗВИЧАЙНІ ЗОРІ

1. Температура зір. Будемо вважати, що зорі випромінюють як абсолютно чорні тіла – тіла, які цілком поглинають промені (усіх довжин хвиль), що падають на них. Температуру Т поверхні (фотосфери) зір можна визначити, скориставшись законом Стефана-Больцмана, так само, як ми це вже робили, визначаючи температуру Сонця:

Визначену таким методом температуру називають ефективною температурою. Однак цей метод застосовується обмежено, тому що досить точне значення радіусів визначено приблизно для кількох десятків яскравих гігантських зір.

Температури зір дуже різняться. Холодні червоні зорі мають температуру близько 3000 К. Наше Сонце з температурою фотосфери 6000 К належить до жовтих карликів. Температура гарячих зір сягає 50 000 К. Основна частина випромінювання гарячих зір припадає на ультрафіолетову частину спектра, і ми їх бачимо як зорі блакитних кольорів. Найбільш гарячими є молоді зорі типу Вольфа-Райе, температури фотосфер яких дуже високі: від 60 000 до 100 000 К.

2. Спектральна класифікація зір. Зорі відрізняються великою розмаїтістю, однак серед них можна виділити окремі групи, що мають загальні властивості. При першому ознайомленні із зоряним небом видно, що зорі відрізняються за кольорами. Особливо це помітно, коли розглядати їхній спектр. Найважливіші розходження спектрів зір полягають у кількості та інтенсивності спостережуваних спектральних ліній, а також у розподілі енергії в безперервному спектрі. З урахуванням видів спектральних ліній і їхньої інтенсивності побудовано спектральну класифікацію зір, яку було затверджено у 20-х рр. XX ст.

У Гарвардській обсерваторії (США) було розроблено класифікацію спектрів зір, у якій послідовність спектральних класів позначається великими літерами латинського алфавіту. Розходження всередині кожного класу додатково підрозділяють на 10 підкласів – від 0 до 9. Наприклад, Сонце належить до спектрального класу G2.

Ця послідовність спектральних класів відображає зменшення температури атмосфер (фотосфер) зір від класу О до класу L. Спектральна послідовність одночасно є й колірною: зорі класу О мають блакитний колір, класу В – блакитно-білий, А – білий тощо (мал. 5.3).

Мал. 5.3. Спектральна класифікація зір

Хімічний склад атмосфер більшості зір майже однаковий. Зовнішні шари зір складаються з воднево-гелієвої суміші з дуже малою добавкою більш важких елементів. Наприклад, аналогічно до Сонця інші зорі містять у своїх атмосферах 73 % водню, 25 % гелію та 2 % усіх інших елементів.

Розходження у спектрах зір визначаються, головним чином, розходженнями температури. У фотосферах холодних зір можуть існувати найпростіші молекули. Тому характерними деталями спектрів зір класів М і L є широкі смуги поглинання молекул, наприклад CrH. За більш високих температур молекулярні сполуки розпадаються. У таких спектрах пропадають спектральні смуги молекулярних сполук, проте з’являються лінії, що відповідають нейтральним металам. Таким чином, спектральна класифікація зір – це температурна класифікація зоряних спектрів, що ґрунтується на оцінках відносної інтенсивності й вигляду спектральних ліній. У наш час спектральною класифікацією охоплено понад 500 тис. зір.

3. Розміри зір. Лінійний радіус R зорі можна визначити, якщо відомо її кутовий радіус р” і відстань до зорі r або річний паралакс π” за формулою

Лінійні радіуси зір прийнято виражати в радіусах Сонця. У радіусах Сонця 1 а. о. = 149,6 • 10 6 км : (0,696 • 10 6 ) км = 215.

Використовуючи це співвідношення, одержимо формулу для визначення лінійних радіусів зір у радіусах Сонця в такому вигляді:

Зорі так віддалені від нас, що їхні кутові розміри менші від межі роздільної здатності найбільших телескопів. Для яскравих близьких зір кутовий радіус визначають за інтерференційною картиною, яка виходить у результаті перекриття зображень зорі, за допомогою двох далеко розміщених телескопів. Наприклад, за допомогою оптичного інтерферометра, що складається з двох сферичних дзеркал діаметром 6,6 м кожне, розміщених на максимальній відстані 180 м одне від одного, вдалося виміряти кутовий діаметр ε Оріона. Він виявився рівним 0,00072″, а якщо річний паралакс зорі дорівнює

Радіуси зір можуть бути обчислені за їхньою потужністю випромінювання (світністю) і температурою. Запишемо значення повної потужності випромінювання для якої-небудь зорі та для Сонця: L = 4pR 2 σT 4 , L_ʘ = 4πR 2 _ʘσT 4 _ʘ, де L і L_ʘ, R і R_ʘ, T і T_ʘ – відповідно світності, лінійні радіуси та абсолютні температури зорі й Сонця.

Приймаючи L_ʘ = 1 й R_ʘ = 1, одержимо: L = R 2 T 4 /T 4 _ʘ, або остаточно в лінійних радіусах Сонця: R =√LT 2 _ʘ /Т 2 .

Розміри зір дуже відрізняються: від діаметрів, порівнянних з діаметром орбіти Юпітера (червоні надгіганти), до розмірів планет Сонячної системи (білі карлики) або навіть до кількох кілометрів у нейтронних зір (мал. 5.4).

Мал. 5.4. Розміри деяких зір порівнянних з розмірами Землі (ліворуч) і Сонця (праворуч)

ЧИ ЗНАЄТЕ ВИ, ЩО.

Сесілія Гелена Пейн-Гапошкіна

У книжці «Зоряні атмосфери» американка-астроном Сесілія Гелена Пейн-Гапошкіна (1900-1979) уперше розглянула фізичні умови в атмосферах далеких зір шляхом зіставлення спостережуваних інтенсивностей ліній в спектрах зір різних спектральних класів з інтенсивностями, розрахованими для різних температур на основі теорії іонізації і збудження атомів. Вона побудувала першу шкалу температур. Визначила хімічний склад зоряних атмосфер. Встановила, що відносний вміст елементів у більшості зір однаковий і не відрізняється від спостережуваного на Сонці.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

• 1. Як можна визначити температуру зорі, використовуючи закони Стефана-Больцмана та Віна?
• 2. За яким принципом здійснюється спектральна класифікація зір?
• 3. До яких класів належить основна кількість зір? До якого класу і підкласу спектральної класифікації зір належить наше Сонце?
• 4. З яких хімічних елементів в основному складаються зорі?
• 5. Від чого залежать кольори зір?
• 6. У чому головна причина розходження спектрів зір?
• 7. Які розміри можуть мати зорі порівняно із Сонцем?

Скільки живуть зірки?

Зоряне скупчення Pismis 24, розташоване в серці туманності в сузір’ї Скорпіона, є домом для кількох дуже масивних зірок, у тому числі Pismis 24-1 (найяскравіша зірка в центрі цього зображення). ESO/IDA/Danish 1.5/ R. Gendler, UG Jørgensen, J. Skottfelt, K. Harpsøe

Всесвіт складається з багатьох різних типів зірок . Вони можуть не відрізнятися один від одного, коли ми дивимося в небо і просто бачимо точки світла. Однак за своєю суттю кожна зірка дещо відрізняється від наступної, і кожна зірка в галактиці проходить через тривалість життя, завдяки якій життя людини виглядає як спалах у темряві. Кожен з них має певний вік, еволюційний шлях, який відрізняється залежно від його маси та інших факторів. Однією з сфер дослідження астрономії домінує пошук розуміння того, як вмирають зірки. Це тому, що смерть зірки відіграє важливу роль у збагаченні галактики після її зникнення.

Життя зірки

Альфа Центавра (ліворуч) і оточуючі її зірки. Це зірка головної послідовності, як і Сонце. Рональд Ройєр / Getty Images

Щоб зрозуміти смерть зірки, необхідно знати дещо про її формування та те, як вона проводить своє життя . Це вірно, особливо тому, що спосіб його формування впливає на кінцеву гру.

Астрономи вважають, що зірка починає своє життя як зірка, коли в її ядрі починається ядерний синтез. На даний момент вона, незалежно від маси, вважається зіркою головної послідовності . Це «життєва доріжка», на якій проходить більша частина життя зірки. Наше Сонце перебувало на головній послідовності приблизно 5 мільярдів років і залишатиметься ще 5 мільярдів років або близько того, перш ніж воно перетвориться на червону гігантську зірку.

Червоні гігантські зірки

Червона гігантська зірка — це один крок у довгому житті зірки. Гюнай Мутлу / Getty Images

Основний сюжет не охоплює все життя зірки. Це лише один відрізок зоряного існування, і в деяких випадках це порівняно коротка частина життя.

Коли зірка вичерпує все своє водневе паливо в ядрі, вона виходить з головної послідовності й стає червоним гігантом. Залежно від маси зірки, вона може коливатися між різними станами, перш ніж зрештою стати білим карликом, нейтронною зіркою або зруйнуватися в чорну діру. Один із наших найближчих сусідів (галактично кажучи), Бетельгейзе зараз перебуває у фазі червоного гіганта і, як очікується, стане надновою в будь-який час від сьогодні до наступного мільйона років. У космічному часі це практично «завтра».

Білі карлики та кінець зірок, подібних Сонцю

Деякі зірки втрачають масу своїх супутників, як це робить ця. Це прискорює процес загибелі зірки. NASA/JPL-Caltech

Коли зірки з малою масою, такі як наше Сонце, досягають кінця свого життя, вони переходять у фазу червоного гіганта. Це дещо нестабільна фаза. Це тому, що протягом більшої частини свого життя зірка відчуває баланс між своєю гравітацією, яка хоче всмоктати все, та теплом і тиском з її ядра, які хочуть виштовхнути все. Коли вони збалансовані, зірка перебуває в так званій «гідростатичній рівновазі».

У старіючій зірці боротьба стає жорсткішою. Зовнішній тиск випромінювання від його ядра зрештою перевершує гравітаційний тиск матеріалу, який хоче впасти всередину. Це дозволяє зірці розширюватися все далі і далі в космос.

Згодом, після розширення та розсіювання зовнішньої атмосфери зірки, все, що залишилося, це залишок ядра зірки. Це тліюча куля з вуглецю та інших різних елементів, яка світиться, охолоджуючись. Хоча білий карлик часто називають зіркою, технічно він не є зіркою, оскільки він не зазнає ядерного синтезу . Скоріше це зірковий залишок , як чорна діра чи нейтронна зірка . Згодом саме цей тип об’єктів стане єдиним залишком нашого Сонця через мільярди років.

25 грудня vs 7 січня: невже хтось помилився з датою Різдва?

Мабуть, подібні версії почали виникати через те, що у Віфлеєм волхвів привела зірка, яка заздалегідь сповістила їх про народження Ісуса і вказала їм шлях до ясел, в яких він з ‘явився на світ. А волхви, як відомо, самі були астрологами.

Зміст матеріалу

Віфлеємська зірка

Ще однією причиною появи цих версій могла стати і традиція, яка говорить про те, що до першої зірки 6 січня не можна вкушати їжу.

Протистоїть цим версіям Святе Письмо. І ось з нього якраз-таки можна дізнатися, що зірка, яка привела волхвів до немовляти, не була астрономічним або астрологічним тілом. Це доводиться тим, що рухалася вона від півночі на південь, а не від сходу до заходу, як переміщаються всі світила. Також звичайні зірки не можуть спускатися, щоб вказати місце настільки мале, як ясла з немовлям.

До речі, Святе Письмо заперечує астрологію, магію, чарівність і будь – які їхні прояви. Кажуть, що перші астрологи були навчені падшим ангелом, щоб і люди могли проникати в Божі задуми, робити передбачення на підставі руху небесних світил і стати тим самим на одну сходинку з богом. Вважалося, що ті, хто намагається бачити майбутнє, заперечують його велич. Отже, волхви, з погляду Святого Письма, були ідолопоклонниками – і зірка з “явилась їм, щоб вони набули віри.

А як бути з тим, що 6 січня не можна їсти до першої зірки? З точки зору релігії, це просто данина пам ‘яті Вифлеємській зірці. Але у деяких астрологів інша думка на цей рахунок: вони вважають, що Віфлеємська зірка входить у сузір ‘я Кассіопеї, яке ще називають “Жінка з дитиною”. Правда, і тут не обійшлося без легенд. За повір ‘ями, ця яскрава зірка спалахує раз на триста років, і нібито вона-то і з’ явилася на небі після народження Христа. Але якщо дотримуватися цієї версії, то і Різдво ми повинні відзначати раз на 300 років.

Звідки взялася дата Різдва

Таким чином, можна з упевненістю сказати, що ні за якими астрологічними показниками, ні за якими співвідношеннями зірок і планет Різдво обчислене бути не може, і як у кожної людини день народження припадає на одну і ту ж дату, так і народження Ісуса Христа, так би мовити, не мінливе.

Хоча сама дата і була вирахувана умовно за стародавніми книгами і за одкровеннями Івана Златоуста. Це було зроблено в середині IV століття Константинопольською церквою за вказівкою папи Юлія. Спочатку дата була єдина і для католицького, і для православного християнства, тобто відзначалася 25 грудня, але при переході на новий стиль православне Різдво було перенесено на 7 січня, тоді як дата католицького Різдва залишилася незмінною. На Сході ж до середини IV століття відзначали 6 січня не Різдво, а Богоявлення, і співвідносили його з моментом хрещення бога, а не з його народженням.

До нас саме поняття Різдва прийшло якраз з Константинополя разом з церковними книгами і взагалі з християнством. І сталося це в X столітті нашої ери.

До речі, є думка, що дата 25 грудня була обрана Константинопольською церквою невипадково і не тільки за стародавніми книгами і одкровеннями. Нібито вона мала відношення не стільки до самого Ісуса, скільки до становлення і зміцнення християнства. Справа в тому, що саме в цей день давні римляни відзначали народження сонячного бога Мітри і не хотіли відмовлятися від своїх язичницьких богів і свят. Тому, за словами імператора, одного Бога просто замінили іншим, щоб людям було простіше змиритися з новою релігією. Між тим точної дати народження Ісуса в Біблії немає.