Класифікація зір. Діаграма Герцшпрунга - Рессела

Із початку 80 -х років ХІХ ст. фотографію активно використовують в астрономії, зокрема для фіксування спектрів зір. До 1886 року вчені Гарвардської обсерваторії ( США ) сфотографували спектри 10350 зірок. Усі спектри зір є спектрами поглинання ( суцільний фон посічений темними лініями ). Оскільки зорі в основному складаються з водню, то лінії поглинання цього елемента є в усіх спектрах, але інтенсивність цих ліній різна. У спектрах одних зірок найпомітніші лінії водню, в інших - лінії гелію, ще в інших є свої особливості. Вигляд ліній різноманітний - від дуже чітких до слабо виражених, від вузеньких до широких та розмитих. Спершу спектри класифікували так: до класу А потрапили ті, в яких найінтенсивнішими є лінії водню, до класу В - гелію і т.д. аж до класу О. Згодом, з’ясувавши, що колір і спектр зорі лежить від температури її поверхні, вчені переглянули спектральну класифікацію. Половину початкових класів ліквідували, а ті сім, що залишилися, розташували в порядку спадання температури зірок, які належать цим класам. Ця класифікація зоряних спектрів називається Гарвардською і використовується дотепер: О - В - А - А - G - К - М.

Класи О, В, А називають ранніми, або гарячими; F і G - сонячними; К, М - холодним, або пізніми. Усі спектральні класи, крім О, поділені на 10 підкласів ( ВО, ВІ,…В9, Аl, А2,…, А9 ). До спектрального класу О належать найгарніші зорі Всесвіту, в їхніх спектрах значних відмінностей нема, тому цей клас має лише 5 підкласів ( О5, О6, О7, О8, О9 ). Найхарактерніші спектри належать до підкласів, позначених нулем. Що більший номер підкласу, то менше виражені в спектрі особливості даного класу. Наприклад, спектр А8 більше схожий на спектр F0, ніж на А0. Сонце належить до класу G2.

Особливості спектральних класів наведені в поданій таблиці

 

Символ Характерні лінії в спектрі Типові зорі Температура, К Колір
О Ізольований гелій, багаторазово іонізовані кисень і азот Λ Оріона 30 000 Блакитно - білий
В Нейтральний гелій, іонізовані кисень і азот Спіка 20 000 Блакитно - білий
А Найінтенсивніші лінії водню Вега, ріус,Денеб 10 000 Білий
F Іонізовані метали: кальцій, магній та інші Порціон 8 000 Жовтуватий
G Нейтральні метали: натрій, магній, залізо Капелла, Сонце 6 000 Жовтий
К Нейтральні метали та слабкі смуги оксиду титану ( ТіО2 ) Арктур, Поллукс 4 000 Оранжевий
М Сильні смуги оксиду титану ( ТіО2 ) Антарес, Бетельгейзе 3 000 Червоний

 

 

Від температури зорі залежить не тільки її спектр, а й колір. При різних нагрітостях поверхні максимуми випромінювання припадають на різні ділянки спектра. Тому холодніші зорі мають червоний колір, дуже нагріті - блакитні. Білою виглядає зоря, яка з однаковою інтенсивністю випромінює світло всіх довжин хвиль.

На початку ХХ ст.. датський астроном Е. Герцшпрунг ( 1873 - 1967 ) та американський астрофізик Г. Рассел ( 1877 - 1957 ) незалежно один від одного проводили дослідження світності та спектрів зір. Виявлену вченим закономірність зручно подати на діаграмі «спектр - світність» ( або діаграмі Герцшпрунга - Рессела). Якщо на вертикальній осі відкласти світність L ( або абсолютну зоряну величину М ), на горизонтальній - спектральний клас ( або температуру Т ) , зорі зображали точками, то виявиться, що вони розташуються не хаотично, а утворюють певні лінії ( смуги ) чи послідовності ( див рис. 2 ).

 

Із часом діаграма неодноразово уточнювалася. На сучасній діаграмі Герцшпрунта - Рессела виділяють такі послідовності:

· надгіганти ( 1 ) ;

· головна послідовність ( 2 )( близько 90% зір );

· гіганти ( 3 ) ;

· білі карлики ( 4 ) ( близько 10% зір );

· субкарлики ( 5 ).

Серед зір головної послідовності є: гарячі блакитні зорі з температурою поверхні 30 000 - 50 000 К і світністю в 10 000 разів більшою за світність Сонця ( наприклад, Спіка ); яскраві білі зорі ( Сиріус ); жовті зорі ( Сонце ); червоні карлики, світність яких у тисячі разів менша від сонячного ( Крюгер 60 ). Місце зорі на головній послідовності залежить від маси. Найважчі зорі - зорі класу О - мають масу в 30 - 40 разів більшу від сонячної, далі від класу до класу маса зір поступово зменшується. Червоні карлики в кілька разів легші за Сонце.

У верхній частині діаграми Герцшпрунга - Рас села розташовані надгіганти, світність яких більша від сонячної в сотні тисяч разів, а радіуси - у 100 - 1000 разів ( наприклад, Бетельгейзе ).

Зорі класів G, K, M, які мають світність в 100 - 1000 разів більшу ніж у Сонця, а за розмірами переважають його в десятки разів, утворюють послідовність гігантів ( наприклад, Арктур ).

На один надгігант у середньому припадає 1000 гігантів і 1 000 000 зір із головної послідовності.

Білі і жовті зорі з температурою від 6000 К до 15 000 К і дуже низькою світністю утворюють послідовність білих карликів. Їхні розміри сумірні з розмірами Землі, а маси близькі до маси Сонця, тому середня густина цих зірок дуже велика, іноді сягає 30 т/см 3.

У процесі еволюції зорі змінюють своє положення на діаграмі «спектр-світність». Більшу частину життя вони проводять на головній послідовності. Детальніше про це - на наступній парі.

Використовуючи діаграму Герцширунг - Рессела, можна знаходити відстань до зір. Суть методу спектральних паралаксів полягає в тому, що за виглядом спектра зорі встановлюють її належність до однієї з послідовностей діаграми « спектр - світність». На діаграмі визначають абсолютну зоряну величину зорі ( М ). Знаючи зі спостереження видиму зоряну величину ( m ) обчислюють відстань до світила за формулою:

lgr = 0,2 ( m - M ) + 1.

Цей спосіб високої точності не дає, проте дозволяє отримати наближені відстані до всіх зір, спектри яких відомі.

 

Рис.3 Рис.4

Згідно з розрахунками вчених, зорі головної послідовності мають відмінності внутрішньої будови. Якщо маса зорі не перевищує 1,2 , то її будова схожа на будову Сонця: променисте ядро, зона променистої рівноваги і конвективна зона ( див рис 3 ). Головним джерелом енергії таких зір є термоядерні реакції синтезу гелію протон - протонного циклу.

Зорі з масами більшими ніж 1,2 розташовані у верхній частині головної послідовності.

У їхніх надрах відбувається термоядерні реакції вуглецево - азотного циклу, які мають значно більший енергетичний ефект. У центральній частині таких зірок розташоване конвективне ядро, а над ним зона променистої рівноваги ( див. рис 4 ).

Якщо дві зорі видно поряд на небесній сфері, але насправді між ними величезні відстані і жодного зв’язку нема, то їх називають оптично - подвійними. Прикладом є пара Міцар та Алькальд із сузір’я Великої Ведмедиці ( див рис 5 ).

 

 

3. Подвійні зорі

Фізичними подвійними називають системи двох зір, які об’єднані силами всесвітнього тяжіння і обертаються навколо спільного центра мас. Якщо подвійність можна помітити в телескоп, та такі зорі називають візуально подвійними. Навіть у великий телескоп видно, що зоря Міцар складається з двох дуже близьких зір, кутова відстань між якими 14// ( див рис 6 ). Розділена здатність ока 2/ = 120//, тому неозброєним оком виявити подвійність Міцара неможливо. Один із компонентів цієї зорі має видиму зоряну величину 2,4, інший 4, а око сприймає їх як одну зорю 2,2 видимої зоряної величини. Іноді компоненти фізичних подвійних зір мають різний колір.

Існують зорі, подвійність яких можна виявити лише при досліджені спектрограм. Компоненти розташовані близько і навіть у найпотужніший телескоп неможливо виявити бінарність таких об’єктів. Ці зорі називають спектрально - подвійними. До речі, згадана візуально подвійно зоря Міцар, насправді складається з чотирьох зір, адже кожен з її видимих у телескоп компонентів спектрально - подвійний із періодами обертання 20,5 діб та 361 доба.

Якщо площа обертання компонентів подвійної системи проходить через Землю, то її блиск періодично змінюється. Візуально нероздільні компоненти регулярно закривають один одного, що спричиняє періодичну зміну потоку випромінювання, яке надходить до нас ( ефект підсилюється, якщо світність або колір компонентів суттєво відрізняється). Такі подвійні зорі називають затемнювано - подвійними.

Якщо відстань між зорями сумірні з їхніми розмірами, то кажуть, що вони утворюють тісну пару. При цьому форма компонентів такої подвійної зорі суттєво змінюється припливними силами. Трапляється, що компоненти тісної пари дотикаються між собою. У тісних парах між зорями можливий обмін речовиною.

 

Окрім фізичних зоряних пар, у природі існують потрійні, чотирикратні і т.д. зорі. Наприклад, зоря Кастор ( Близнюків ) є системою з 6 зір. Якщо кількість компонентів перевищує 10, то такі об’єкти називають зоряними скупченнями. Вчені вважають, що у Всесвіті близько 30% зір - одинарні, 50% - подвійні, 20% - зір входять в системи кратності 3 і вище. Досліджуючи елементи орбіт кратних зір, їхні спектри , періоди обертання, вдалося визначити маси їхніх компонентів.

Сучасні дослідження кратних зір пов’язані з тим, що, як виявилось, їхніми компонентами є дуже цікаві об’єкти - нові, наднові, нейтронні зорі та чорні діри.

 

 

& Домашнє завдання:

 

1. І. А. Климишин;, І. П. Крячко;, « Астрономія - 11 клас »; - К.: Знання України, 2003. - 192 с.

Опрацювати § 21, § 22.