Зоря

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.

Зоря, також Зірка^[1] (грец. hoi Asteres) — велетенські розжарені, самосвітні небесні тіла, у надрах яких відбуваються (відбувались) термоядерні реакції. Сонце — одна із зірок, причому середня за своїми розмірами і світністю. За своїми характеристиками зорі різноманітні. Відрізняють зорі велетні і карлики, одинокі, подвійні і кратні, затемнено-кратні, змінні зорі і нові.

Зміст 1 Зорі у міфології 2 Назви зірок 3 Еволюція зір 4 Визначення відстані до зір 4.1 Визначання відстані до найближчих зір 4.2 Фотометричний метод визначення відстані 4.3 Метод визначення фотометричної відстані, оснований на властивостях змінних зір — цефеїдів 5 Література 6 Примітки

[ред.] Зорі у міфології

Поява мореплавства та рільництва спричинила обожнювання зірок. Уже в сиву давнину люди об'єднали групи зірок у сузір’я і дали 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 до нашого часу. 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.

[ред.] Назви зірок

Назви на зразок Велика Ведмедиця, Молочний Шлях є перекладами грецьких та латинських назв. Поряд з ними в Україні вживаються народні назви: Віз (Великий Віз), Чумацький Шлях (Чумацька Дорога) тощо.

[ред.] Еволюція зір

На даний момент досить розвинутою і найбільш ймовірною є наступна теорія еволюції зір:

• 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 назвати зіркою поки що не можна оскільки температура в її ядрі ще не достатньо висока, щоб почалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі ще не достатній щоб урівноважити силу тяжіння, тому куля під власною масою продовжує стискатися. На цьому етапі зірку називають «протозорею». В загальному випадку формується не одна така протозірка, а кілька, і в майбутньому така група стає зірковим скупченням. Також навколо однієї протозорі утворюються менші згустки, котрі потім стають планетами. По мірі стиснення протозорі її зовнішня і внутрішня температури зростають до моменту коли температура ядра задовільнить реакцію термоядерного синтезу. Тільки після цього протозоря стає зіркою. Цю стадію еволюції зорі проходять в залежності від їх мас, якщо маса більша ніж маса Сонця то етап триватиме кілька мільйонів років, якщо маса менша — до кількасот мільйонів років. (років)
• Наступний етап зорі — спалювання запасів водню (точніше перетворення його в гелій). В залежності від маси зорі він буде тривати від кількох мільйонів років для зірок з масами в десятки разів більшими ніж маса Сонця і до 10-15 мільярдів років для зірок з масою близькою до маси Сонця.
• Після того як вигорить весь водень зоря перестає виробляти достатню кількість енергії для того щоб підтримувати сталу, потрібну для урівноваження сил гравітації, температуру. Внаслідок падіння температури зоря починає ще більше стискатися, поки знову не розігріється до температури при якій починається вже інша термоядерна реакція — гелій перетворюється в вуглець. З початком таких реакцій припиняється процес стискання зорі. На цьому етапі зірку називають червоним гігантом. Коли ж закінчиться і гелій зоря просто «зкидують» частину своєї маси(так формуються планетарні туманності) і тут все залежить від маси зорі.
  • Від зорі, маса якої після скидування оболонки не перевищує 1.2 маси Сонця через кілька десятків тисяч років залишиться тільки дуже гаряча і густа зоря яку називають білим карликом. Поступово вона охолоджується і перетворюється на чорного карлика — мертву, холодну зірку.
  • Зорі з масою від 1.2 до 1.6 мас Сонця після скидання оболонки стискаються до розмірів порядка 10 кілометрів і називаються нейтронними бо при такій густині вільні електрони ніби «вдавлюються» в протони. По мірі стискання такі зорі сильно розкручуються і починають випромінювати радіохвилі з певною досить стабільною частотою. Саме так і були виявлені реально існуючі нейтронні зорі у 1967 році.
  • Зоря, маса якої після скидання оболонки більше ніж 1,6 маси Сонця, починає сильно стискатися, і тому що при даній масі внутрішній тиск «виродженого» газу, з котрого складається зірка, не може урівноважити гравітаційну силу зоря стискається до точкових розмірів. Така зоря називається чорною діркою. Її гравітація настільки велика, що навіть фотони не можуть її подолати, тому ніякими методами окрім гравітаційних зафіксувати таку зірку неможливо.

[ред.] Визначення відстані до зір

[ред.] Визначання відстані до найближчих зір

Внаслідок річного руху Землі по орбіті близькі зорі трішки зміщуються відносно далеких «нерухомих зір». За рік така зоря описує на небесній сфері малий еліпс, розмір якого тим менший, чим далі зоря. В кутовій мірі, велика піввісь цього еліпса приблизно рівна величині максимального кута, під яким із зорі помітна 1 а.о. (велика піввість земної орбіти), перпендикулярна напрямку на зорю. Цей кут (π), називається річним або тригонометричним паралаксом зорі і використовується для вимірювання відстані до неї, на основі тригонометричних співвідношень між сторонами і кутами трикутника, в якому кут π відомий і базис — велика піввість земної орбіти. Відстань до зір, визначена по величині її тригонометричного паралаксу π , рівна:

 r = 206265"/π      (а.о.), (1)

де π паралакс виражений в кутових секундах.

В астрономії використовують спеціальну одиницю виміру відстані до зір — парсек (пк). Зоря, яка перебуває на відстані 1 пк, має паралакс рівний 1". Згідно формули (1), 1 пк=206265 а.о.= см. Поряд з парсеком використовуєтьсмя ще одна спеціальна одиниця виміру відстані — світловий рік, він рівний 0,307 пк, або 9,46*10¹⁷ см. Найближча до Сонячної Системи зоря — червоний карлик 12-ї зоряної величини — Проксима Кентавра, має паралакс 0,762, тобто відстань до нього рівно 1,32 пк (4,3 св. роки).

[ред.] Фотометричний метод визначення відстані

Освітленість створювана однаковими по потужності джерелами світла, обернена пропорційна квадратам відстані до них. Як результат, видимий блиск однакових світил (тобто освітленість, створювана на Землі в одиничній площадці, перпендикулярній променям світла) може слугувати мірою відстані до них. Вираз освітленості в зоряних величинах (m — видима, M — абсолютна зоряна величина) приводить до основної формули фотометричної відстані — r_ф (пк):

  lg(rф) = 0,2(m - M)+ 1   (2)

Для світил, у яких відомі тригонометричні паралакси, можна визначити M, за цією ж формулою, співставивши фізичні властивості із абсолютними зоряними величинами. Це співставлення показало, що абсолютні зоряні величини багатьох класів світил (зір, галактик) можна оцінювати за рядом їх фізичних властивостей.

Основним способом оцінки абсолютної величин зір являється спектральний: в спектрах зір одного і того ж спектрального класу знайдені особливості, які вказують на їх абсолютні зоряні величини (найчастіше — підсилення ліній іонізованих атомів зі збільшенням світності зір). За такими ознаками зорі поділені на класи світності. За класами і більш дрібними підкласам світності, які оцінюються по їхніх спектрах, можна знаходити абсолютну величини з похибкою до 0,5m. Ця похибка відповідає відносній похибці 30 % при визначенні r_ф за формулою (2).

[ред.] Метод визначення фотометричної відстані, оснований на властивостях змінних зір — цефеїдів

Короткоперіодичні цефеїди (з періодами коливання блиску менше доби) в середньому мають абсолютну величину +0,5m. Вони зустрічаються в кулястих зоряних скупченнях, в центральних областях та сферичній короні Галактики. Відносяться до зоряного населення II типу. За цефеїдами знайдені відстані до кулястих зоряних скупчень і встановлена відстань від Сонця до центру Галактики. Всі цефеїди — гіганти великої світності, причому їх світність строго залежить від періода і визначається за формулою:

M = 0,32 - 2,08lg(T)  

Знаючи із спостережень період T, можна знайти абсолютну зоряну величину М, знаючи останню и маючи із спостережень видиму зоряну величину m, можна знайти відстань. Такий метод використовується не тільки для знаходження відстані до самих цефеїд, аоле й до далеких галактик, в складі яких вдалося віднайти цефеїди.

Довгоперіодичні цефеїди (періоди коливання від 1 до 146 діб), відносяться до зоряного населення I типу (плоска складова Галактики), установлена важлива залежність період-світність, згідно якої, чим коротший період коливання блиску, тим цефеїда слабше за абсолютною зоряною величиною. За допомогою цієї залежності можна визначити абсолютну зоряну величину цефеїди за тривалістю її періодів коливання блиску, і відповідно, фотометричну відстань до цефеїди зоряного скупчення, спіральних рукавів і зоряних систем, де вони спостерігаються. Похибка визначення відстані за цефеїдами складає, для зоряних скупчень, в середньому 40 % (в окремих випадках менше).

[ред.] Література

1. Словник античної міфології
2. І.А.Климишин. В.В. Тельнюк-Адамчук. Шкільний астрономічний довідник. К.1990 ISBN 5-330-01188-4
3. І.А.Климишин. І.М. Дубицький. Основи космології. Івано-Франківськ, 1999
4. Астрономічний енциклопедичний словник, Львів 2003

[ред.] Примітки

1. ↑ Астрономічна література віддає перевагу терміну "зорі" ("зоря"), зокрема [2-4]

Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.