Користувачка:Вікторія Бузько/Чернетка

Будова зорі

Автор: Вікторія Бузько (обговорення) 20:37, 19 березня 2016 (UTC)

Зоря – самосвітній космічний об’єкт, у надрах якого ефективно відбуваються (або відбувалися) термоядерні реакції з виділенням енергії .

Зоря - це гравітаційно пов'язана просторово відособлена непрозора для випромінювання маса речовини, в якій у значних масштабах відбуваються, відбувалися або будуть відбуватися термоядерні реакції перетворення водню в гелій [6, c. 15].

Уявлення, про те, що зорі – це далекі сонця, виникло ще в Давній Греції. Але, здавалося, що природа й цих далеких світил, і близького Сонця назавжди залишиться нез'ясованої. Так і повчав своїх учнів філософ Сократ (469 – 399 р. до н.е.): «Все це назавжди залишиться таємницею для смертного, і, напевно, самим богам сумно бачити намагання людини розгадати те, що вони назавжди приховали від нього...» А тому «усе, що вище нас, нас не стосується».

Через 2000 років те саме твердив французький філософ Огюст Конт (1798 – 1857 р.р.): «Ми нічого не можемо дізнатися про зорі, крім того, що вони існують». Тому заняття астрономією - «це марна трата часу, що не може дати ні корисних, ні цікавих результатів».

Проте, за останні сто років астрономам, всупереч песимістичним прогнозам Конта, удалося знайти відповіді на основні питання, що стосуються природи зір і фізики процесів, що відбуваються в їхніх надрах [7, c. 284].

Основні характеристики зір

Основними характеристиками зір є: видима зоряна величина, абсолютна зоряна величина, світність зорі, колір та температура, розміри зір, маса зорі.

Навіть неозброєним оком видно, що навколишній нас світ надзвичайно різноманітний. Зірки розрізняються між собою кольором, блиском. А дослідження за допомогою телескопів показують, що двох однакових зірок не буває. Ефективні температури їх знаходяться в межах від 3 000 К до 50 000 К, маси різняться в сотні разів, а радіуси - в мільярди ...

Видима зоряна величина

Видима зоряна величина m визначає кількість світла, що попадає від зірок у наші очі. Неяскраві зірки, які ще можна побачити неозброєним оком, мають m_min=+6^m.

Найяскравіші зірки ще в давнину назвали зірками першої зоряної величини. У II столітті до нашої ери давньогрецький астроном Гіппарх склав каталог зірок, видимих неозброєним оком. Він запропонував розділити всі видимі зірки на шість класів. Найяскравіші з них Гиппарх назвав зірками першої зоряної величини, найслабші зірки - зірками за шосту зоряну величину.

Неозброєним оком на небі можна спостерігати близько 5 000 зірок (аж до шостої зоряної величини), за допомогою телескопів - мільярди мільярдів. В астрономії замість виразу «освітленість від зірки» використовують поняття блиск. Зі зменшенням блиску зростає число зірок, доступних для спостереження. На зоряні карти нанесені всі зірки яскравіше 11-ї зоряної величини. У ІІ ст. до н.е. давньогрецький астроном Гіппарх склав каталог зірок, видимих неозброєним оком. Він розділив всі зірки за яскравістю на шість класів: найяскравіші він назвав зірками 1-ї величини, а самі тьмяні - 6-й. Яскраві зірки мають маленьку зоряну величину, більш слабкі зірки мають велику зоряну величину. Дотримуючись Гиппарху, зоряну величину джерела домовилися вважати тим більшою, чим зірка слабкіше. Коли з'явилися телескопи і прилади для точного вимірювання яскравості зірок (фотометри), астрономи встановили, що при переході від класу до класу потік світла від зірок (блиск зірок) змінюється приблизно в 2,5 рази. У 1856 р англійський астроном Норман Погсон запропонував сучасну шкалу зоряних величин. При різниці в одну зоряну величину видимий блиск зірок змінюється приблизно в 2,5 рази, майже як у Гіппарха. Різниця в 5 зоряних величин відповідає зміні блиску зірок в 100 разів. Тоді різниця на одну зоряну величину відповідає відмінності блиску в ${\sqrt[{5}]{100}}\approx 2,512$ рази. Видимі зоряні величини позначаються літерою m. Відношення блиску E_m і E_m+1 двох зірок, величини яких розрізняються точно на одиницю, виражається числом $E_{m}/E_{m}+1={\sqrt[{5}]{100}}\approx 2,512$.

Тоді зв'язок між видимими зоряними величинами  $m_{2}-m_{1}=-2,5\lg(E_{2}/E_{1})$ $(E_{1}/E_{2}=10^{(}0,4(m_{2}-m_{1}))$.

Ця залежність називається формулою Погсон.

Той факт, що одні зірки мають більший, а інші - менший блиск, не дає справжньої інформації про зірку. Дуже яскрава зірка може мати велику світність, але перебувати дуже далеко, а тому мати дуже велику зоряну величину. Для визначення справжнього блиску зірки вводять поняття абсолютної зоряної величини.

Абсолютна зоряна величина

Абсолютна зоряна величина M - це видима зоряна величина, яку мала б зоря, якби знаходилася на стандартній відстані в 10 пк або 32,6 світлового року. Зв'язок абсолютної зоряної величини M, видимої зоряної величини m і відстані до зірки R в парсеках: M=m+5-5lgR.

Світність зорі

Одні зірки світять більш потужно, інші - слабше. Потужність випромінювання зірки називається світністю. Світність – це повна кількість енергії, що випромінюється в простір з усієї поверхні зорі за одиницю часу. Світність зірки характеризує потік енергії, випромінюваної зіркою в усіх напрямках, і має розмірність потужності Дж/с або Вт.

Світність визначається, якщо відомі видима величина і відстань до зірки. Якщо для визначення видимої величини астрономія має в своєму розпорядженні цілком надійними інструментальними методами, то відстань до зірок визначити не так просто.

Абсолютна зоряна величина Сонця у всіх діапазонах випромінювання (болометрична величина) М_¤=4,72, його світність L_¤=3,86·10²⁶ Вт.

Знаючи абсолютну зоряну величину, можна знайти світність: $\lg(L/L_{\bigodot })=0,4(M_{\bigodot }-M)$

Світності інших зірок визначають у відносних одиницях, порівнюючи з світність Сонця.

Відомі зорі, що випромінюють в десятки тисяч разів менше, ніж Сонце. А зірка S Золотої Риби, видима тільки в країнах південної півкулі Землі як зірочка 8-ї зоряної величини (невидима неозброєним оком!), В мільйон разів яскравіша за Сонце, її абсолютна зоряна величина M =-10,6. За світності зірки можуть відрізнятися в мільярд разів.

Серед зірок дуже високої світності виділяють гіганти і надгіганти. Більшість гігантів має температуру 3000-4000 К, тому їх називають червоними гігантами. Надгіганти, наприклад, Бетельгейзе - найпотужніші джерела світла. Зірки, які мають маленьку світність, називаються карликами [4; 8].

Світність залежить від температури на поверхні зорі та її радіуса. Числові значення маси, радіуса й світності зір прийнято виражати в одиницях маси, радіуса й світності Сонця.

Маси відомих нам зір змінюються в межах від 0,01-0,03 (коричневі карлики, зорі з найменшою масою) до 60-70 сонячних мас (блакитні надгіганти, наймасивніші зорі). Останнім часом з’явились повідомлення про відкриття зір з масами до 100 чи то й 200 сонячних мас. Масою зорі визначається яким чином зоря завершить своє існування.

Колір та температура

Однією з найважливіших характеристик, що визначають фізичний стан небесних світил, є їх температура. Як і інші параметри, температура світил визначається по їх випромінюванню за допомогою тих чи інших теоретичних припущень. Зокрема, вважається, що джерело світла знаходиться в стані термодинамічної рівноваги.

Так як останнє не завжди має місце в атмосферах зірок, то визначення температури світил різними методами можуть значно відрізнятися один від одного. Ефективна температура зірки являє собою температуру абсолютно чорного тіла, розміри якого дорівнюють розмірам зірки і повне випромінювання якого дорівнює повного випромінювання зірки.

Сонце має поверхневу температуру в 6000 К і температуру надр 13000000К. Температура зірки, певна для різних ділянок її спектра, може бути при цьому різною.

Показник кольору зірок. Температура зірок визначає їх колір. Саме зірки найбільшою температури (порядку 30000 К на поверхні) мають блакитно-біле забарвлення. Зірки, поверхнева температура яких близько 3000 К, мають червоне забарвлення.

Сонце з температурою 6000 К на поверхні має жовтим забарвленням. Зірки проміжної поверхневої температури мають забарвлення біле, жовтувато-біле і жовтувато-червоне.

При цьому деякі із зірок будуть здаватися нам блакитно-білими (Сиріус, Вега), інші зірки жовтими (Капела, Спіка) і, нарешті, деякі зірки червоними (Антарес, Альдебаран). В якості запобіжного забарвлення зірки прийнято наступне: визначається блиск зірки, сфотографований через синій фільтр, і її ж блиск - через жовтий фільтр.

Різниця цих значень називається показником кольору зорі і приймається за міру кольору зорі. Можна дати інше визначення кольору зірки: показником кольору називають різницю між фотографічної величиною зірки і її візуально спостерігається величиною. Останнє визначення базується на тому, що фотографічна пластинка найбільш чутлива до блакитних променів, а очей - до червоних.

Фотографічна і візуальна величини білих зірок типу Сиріуса однакові. Блакитні зірки фотографічно будуть більш яскравими, ніж візуально. Тому різниця фотографічної і візуальної величини таких зірок буде негативною. Жовті і червоні зірки фотографічно будуть менш яскраві, ніж візуально. Тому різниця фотографічної і візуальної величини таких зірок буде позитивною.

Розміри зір

Ефективна температура зорі визначається із закону Стефана - Больцмана , де q – енергія, випромінювана одиницею поверхні зірки за одиницю часу; σ - постійна Стефана-Больцмана; Т - абсолютна температура поверхні зірки.

Потужність, випромінювана зіркою радіуса R, визначається загальною площею її поверхні, тобто ε=4πR²∙ q= 4πR²∙ σ∙ T⁴. З іншого боку для Сонця εž₌4πRž²∙ σ∙ Тž⁴. Звідси маємо: R/Rž=(L)^0,5Tž^2/T², де L=ε/ εž, світність зірки в одиницях світності Сонця.

Зірки, за рідкісним винятком, спостерігаються як точкові джерела випромінювання. Це означає, що їх кутові розміри дуже малі. Навіть в найбільші телескопи не можна побачити зірки у вигляді «реальних» дисків. Зірка навіть в найбільший телескоп не може бути дозволена.

Методи визначення розмірів зірок:

• за спостереженнями затемнення Місяцем зірки можна визначити кутовий розмір, а, знаючи відстань до зірки, можна визначити її справжні, лінійні розміри;

• безпосередньо розміри зірки можна виміряти на спеціальному приладі - оптичному інтерферометрі;

• розміри зірки можна розрахувати теоретично, виходячи з оцінок повної світності і температури за законом Стефана-Больцмана.

Світність зірки пов'язана з радіусом зірки формулою L = σT⁴ ∙ 4πR² або $R/R_{\bigodot }={\sqrt {((L/L_{\bigodot }\cdot ((6000/T)^{4})}}$

Даний метод дозволяє знайти радіус зорі за її температурою і світністю.

Розміри зірок істотно розрізняються між собою: існують карлики, гіганти і звичайні зірки, яких більшість. Вимірювання показали, що розміри білих карликів - кілька тисяч кілометрів, а розміри червоних гігантів можна порівняти з розмірами Сонячної системи.

Найменшими серед звичайних зір є червоні карлики. Маси їх і радіуси – десяті долі сонячних, а середні густини у 10-100 разів вище, ніж густина води. Ще менше червоних білі карлики – але це вже незвичайні зорі.

Зірка VY Canis Majoris, що знаходиться в сузір'ї Великого Пса є найбільшим представником зоряного світу. На даний момент це найбільша зірка у Всесвіті. Зірка розташована в 5 тисячах світлових років від Сонячної системи. Діаметр зірки становить 2,9 млрд. км.

Маса зір

Маса – найважливіша характеристика кожної зорі, від якої залежить усі інші її параметри: світність, радіус, ефективна температура та інше. Однак, для деяких зір світність практично нічого не говорить про їхню масу. Так зоря-гігант зовсім не обов’язково повинна бути масивнішою за нормальну зорю-карлика.

Визначення зоряних мас є складною задачею. У більшості вивчених зір маси знаходяться в межах від 0,1М¤ до 10М¤. Більш масивні зорі (з масами від 10М¤ до 50М¤) зустрічаються вкрай рідко. Припускається, що повинні існувати зорі з масою більш ніж 100М¤. Зорі з масами, меншими 0,1М¤ безумовно існують, але виявити і дослідити їх важко, оскільки внаслідок низької поверхневої температури і малого радіуса вони мають дуже малу світність.

Масу можна оцінити для зірок, що входять у подвійні зоряні системи, якщо відомі велика піввісь орбіти а і період обертання T. У цьому випадку маси визначаються з третього закону Кеплера, який може бути записаний в наступному вигляді:  $4\pi ^{2}/T^{2}=(G/a)\cdot ((M_{1})\cdot (M_{2})/(M_{1}+M_{2}))$

тут M1 і M2 - маси компонент системи, G - гравітаційна стала. Рівняння дає суму мас компонент системи. Якщо до того ж відомо відношення орбітальних швидкостей, то їх маси можна визначити окремо. На жаль, тільки для порівняно невеликої кількості подвійних систем можна таким чином визначити масу кожної із зір.

Всі інші способи оцінок маси - непрямі. Наразі, астрономія не мала і не має в своєму розпорядженні в даний час методів прямого і незалежного визначення маси ізольованої зірки. І це серйозний недолік наших знань про Всесвіт. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був би значно швидшим. Для зірок головної послідовності встановлено, що чим більше маса, тим вища світимість зірки. Ця залежність нелінійна: наприклад, зі збільшенням маси вдвічі світність зростає більш ніж в 10 разів.

Найменші по масі зірки значно масивніші будь-якої планети Сонячної системи. Маси зірок знаходяться в межах від 0,1 мас Сонця до декількох десятків мас Сонця.

Порівняння мас і світностей для більшості зір виявили таку залежність: світність приблизно пропорційна четвертому ступеня маси: $L/L_{\bigodot }\approx (M/M_{\bigodot })^{4}$

Зірка, яка важить в два рази більше, ніж Сонце, випромінює приблизно в 16 разів сильніше.

Під дією високої температури (мільйони кельвінів) атоми ядра повністю іонізуються, а відстані між ними скорочуються. Густина газу в центрі Сонця в сто разів перевищує густину води. Температура зорі також збільшується в міру наближення до центру.

Хімічний склад зоряної речовини

Життя зорі залежить від хімічного складу речовини. Історія вивчення хімічного складу зір починається з середини XIX ст. На зорях не виявлено жодного невідомого хімічного елемента. Єдиний елемент — гелій — було відкрито спочатку на Сонці і лише потім на Землі. Найбільше в зорях міститься водню. Приблизно втричі менше в них гелію. Щоправда, кажучи про хімічний склад зір, найчастіше мають на увазі вміст елементів, важчих від гелію. Частка важких елементів невелика (близько 2 %), але вони, за висловом американського астрофізика Девіда Грея, мов дрібка солі в тарілці супу, надають особливого смаку роботі дослідника зір. Від їх кількості залежать і розмір, і температура, і світність зорі.

Після водню і гелію в зорях найбільш поширені ті самі елементи, які входять до хімічного складу Землі: кисень, вуглець, азот, залізо та ін. Хімічний склад у зір різного віку виявився різним. У найстаріших зір частка елементів, важчих від гелію, значно менше, ніж на Сонці. У деяких зорях вміст заліза менше від сонячного в сотні і тисячі разів. А от зір, де цих елементів було б більше, ніж на Сонці, порівняно небагато. Ці зорі (багато з них подвійні), як правило, є незвичайними і за іншими параметрами: температурою, напруженістю магнітного поля, швидкістю обертання. Деякі зорі виділяються за умістом якого-небудь одного елемента або групи елементів. Такі, наприклад, барієві або ртутно-марганцеві зорі. Причини подібних аномалій поки малозрозумілі.

Хімічний склад — один із фундаментальних параметрів зорі, від якого залежать її будова і спектр випромінювання. Вивчення хімічного складу зір дозволяє розв'язати загальнонаукові проблеми, такі як походження хімічних елементів, еволюція зір, походження і розвиток Всесвіту.

Енергія зір

Зірка у Всесвіті є гігантським ядерний осередок. Ядерна реакція всередині її перетворює водень в гелій, завдяки процесу синтезу, так зірка набуває свою енергію. Атомні ядра водню з одним протоном об'єднуються в атоми гелію з двома протонами. Ядро звичайного атома водню має всього один протон. Два ізотопу водню також містять один протон, але ще мають нейтрони. Дейтерій має один нейтрон, в той час, як Тритій має два. Глибоко всередині зірки атом дейтерію з'єднується з атомом тритію, утворюючи атом гелію і вільний нейтрон. В результаті цього тривалого процесу вивільняється величезна кількість енергії.

Для зірок головної послідовності основним джерелом енергії є ядерні реакції з участю водню: протон-протонний цикл, характерний для зірок з масою близько сонячної і CNO-цикл (вуглецевий), що йде тільки в масивних зірках і тільки при наявності в їх складі вуглецю. На більш пізніх стадіях життя зірки можуть йти ядерні реакції і з більш важкими елементами аж до заліза.

Новоутворені зорі будуть знаходитися на головній послідовності дуже довго. Горіння водню - найтриваліше стадія в житті зорі, так як в молодій зірці водню до 70% від всієї маси. При перетворенні водню у гелій виділяється велика кількість енергії. Вага верхніх шарів зорі врівноважується на стадії головної послідовності тиском зоряного газу.

У зорях головної послідовності відбувається реакції так званого протон-протонного циклу.

p + p→ 2D + e+ + νe D + p→ 3He + γ                3He + 3He→ 4He + 2p

p + p→ 2D + e+ + νe D + p→ 3He + γ 3He + 4He→ 7Be + γ 7Be + e→ 7Li + νe 7Li + p→ 24He

Таким чином, в результаті з чотирьох протонів утворюється ядро гелію:

4H → He + 2e⁺ + 2ν_e + 25,7 МеВ

Зорі, у яких маса перевищує масу Сонця в кілька разів, реалізують інші термоядерні реакції, в яких головними учасниками є ядра гелію. Виділення енергії при горінні гелію приблизно на порядок менше, ніж при горінні водню, тому час життя і число зірок на цій стадії значно менше, ніж зірок головної послідовності. Але завдяки високій світності (це зорі, що знаходяться на стадії червоного гіганта або надгіганта), вони добре вивчені.

Найбільш важлива реакція у цих зірок - потрійний альфа-процес.

¹²C + p→ ¹³N + γ

¹³N→ ¹³C + e⁺ + ν_e

¹³C + p→ ¹⁴N + γ

¹⁴N + p→ ¹⁵O + γ

¹⁵O + p→ ¹⁵N + e⁺ + ν_e

¹⁵N + p→ ¹²C + ⁴He

Такі реакції можливі тільки в зорях, які масивніші і більш гарячі ніж Сонце. Вуглець виступає в ролі каталізатора.

При більш високих температурах, як показують теоретичні розрахунки, відбуваються реакції горіння C¹², O¹⁶, Ne²⁰, Mg²⁴, Si²⁸. Енерговиділення в них можна порівняти з енерговиділенням в 3α-реакції, проте потужне нейтринне випромінювання через високу температуру 2∙10⁹ K робить час життя зорі на цих стадіях набагато меншим, ніж на стадії горіння гелію. Ймовірність виявлення таких зір вкрай мала, і в даний час немає жодного упевненого ототожнення зорі в спокійному стані, що виділяє енергію за рахунок горіння С¹² або більш важких елементів.

Зірки головної послідовності є найпоширенішими у Всесвіті. Сонце, типова зоря головної послідовності, за останні 5 мільярдів років вже витратило половину водневого палива і зможе підтримувати своє існування протягом ще 6-7 мільярдів років, перш ніж запаси водню в його ядрі вичерпаються. Тоді Сонце перетвориться на червоного гіганта.

Моделі зір

Для «побудови» моделі зорі, тобто знаходження розподілу тиску, густини і температури від центра зорі до її поверхні достатньо щоб були відомі її параметри – маса, радіус та світність (рис.1). [[Файл:|thumb|165px|Рис. 1. Рис. 1. Розподіл густини і температури з відстанню від центра Сонця – «модель Сонця». Густина дана в одиницях вимірювання 10-2кг/м3]]

Файл:Густина і температура

У надрах Сонця діє променистий перенос енергії, у зовнішній оболонці – конвективний. Виявилось, що таку саму будову мають усі зорі головної послідовності; більше того, у них товщина зовнішньої конвективної зони тим більше, чим менше ефективна температура зорі. І навпаки, у зір верхньої частини головної послідовності зовнішньої конвективної зони немає. Такі зорі мають більше конвективне ядро, оточене променистою оболонкою (рис. 2).

Більш складна модель у червоних гігантів і надгігантів. У центрі гіганта знаходиться ізотермічне ядро, у якому температура практично незмінна (його радіус складає приблизно 0,001R, маса 0,25М). Ядро оточене тонким шаром, у якому відбуваються енергії за рахунок термоядерних реакцій. Далі – шар товщиною приблизно 0,1R, у якому енергія переноситься променями.

Література

• 1. Климишин И.А. Элементарная астрономия.- М.: Наука. Гл. ред. физ.-мат. лит., - 1991. {{{Заголовок}}}. (рос.)
• 2. Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии – М.УРСС, 2002. {{{Заголовок}}}.
• 3. Schwarschild M. Structure ahd evolutioh of the stars, 1958 (русский перевод: Шварцшильд М. Строение и эволюция звезд. – М. : Изд-во иностр. лит., 1961). {{{Заголовок}}}.
• 4. Пришляк М.П. Астрономія 11 клас. Підручник. — Харків : "Ранок", 2011. {{{Заголовок}}}.. — 159 с. — ISBN 978-617-540-424-9.
• 5. Дагаев М.М., Чаругин В. М. “Астрофизика. Книга для чтения по астрономии” - М.:Просвещение, 1988. {{{Заголовок}}}.
• 6. Иванов В. В. Физика звезд. Санкт-Петербург, 2011,395 c.
• 7. Андрієвський С. М., Климишин І. А. Курс загальної астрономії : навчальний посібник. Одеса «Астропринт» 2007, 480 c. . .
• .

Посилання

Відео

• Телепередачи по астрономии. Звезды (рос.)
• Классификация звезд (рос.)

Суддівські оцінки

Відповідність конкурсній категорії

Інформаційне наповнення

Оформлення

Кінцевий бал

Обговорення статті