1. Багато зір змінюють
свої ізичні арактеристики протягом відносно короткого часу. акі зорі називають не та іонарни и. а відміну від затемнювано-змінни зір вони змінюють свою світність у результаті ізични процесів, о від у- ваються в сами зоря . ому ї називають ізи но з інни и зор и.
але но від арактеру процесів, о протікають усередині зорі, ізич- но-змінні зорі увають пульсуючими та еруптивними.
Пу у і з інні зорі ізично-змінні зорі, у яки від уваються періо- дичні коливання лиску (наприклад, це еїди, зорі типу RR іри, міриди).
ру тивні зорі ізично-змінні зорі, о проявляють свою змінність у вигляді спала ів, які пояснюються викидами речовини (наприклад, нові й наднові зорі).
Усі змінні зорі мають спеціальні позначення, як о їм не уло присво- но раніше літер грецького ал авіту. У ко ному сузір ї перші 4 змінні зорі позначаються послідовністю літер латинського ал авіту R, S, T, ... , Z, RR, RS, ... , RZ, SS, ST, ... , ZZ, AA, ... , AZ, QQ, ... з додаванням назви відповідного сузір я. аступні змінні, яким не вистачило ком іна- ції ци укв у сузір ї, позначаються V , V 6 і т. д.
Ìàë. 5.8. волюція зір різної маси: 1 зоряна туманність 2 – середня зоря 3 чер воний гігант 4 планетарна туманність 5 –
ілий карлик 6 ней тронна зоря 7 чорна діра 8 наднова зоря 9 чер воний надгігант 10 – масивна зоря
1
2 3
4
5
6
7 10 9 8
124
2. ершу у у у зор відкрив німець-
кий астроном авид абрі іу (1 64 1617) у 1 96 р. у сузір ї Кита і назвав Мірою. еріод зміни лиску ці ї зорі становить 1,6 до и.
овгоперіодичні змінні зорі (з періодами від кілько ти нів до року і ільше зорі типу Міри Кита) називають ірида и. рактично всі зорі цього типу старі червоні гіганти величезни розмірів і великої світності.
Амплітуди зміни лиску таки зір мо уть сягати десяти зоряни величин.
ри еволюційному перетворенні зорі на зорю-гіганта від ува ться з ільшення її о му й зменшення середньої густини речовини. У цей час внутрішня удова зорі зміню ться докорінно, о мо е супровод уватися порушенням рівноваги мі силами гравітаційного притягання й променевого тиску. е приводить до періодични коливань о му зорі: її о олонка то розширю ться, то стиску ться (поверта ться до свого колишнього о му).
акі періодичні коливання змінни зір називають у а і ни и.
Великий клас ду е яскрави змінни зір-гігантів та надгігантів класів F й G називають е е да и. е пульсуючі змінні зорі, лиск яки плавно й періодично зміню ться (від 0, до 2 зоряни величин). еріод зміни лис- ку становить від 1 до 146 ді . азва по одить від зорі δ е ея одні ї з найтиповіши для цього класу змінни зір. Вони в е пройшли ста- дію головної послідовності (де мали спектральний клас B), у ни розпо- чалося термоядерне горіння гелію, і вони прямують до стадії червони надгігантів. ривалість пере ування на цьому шля у становить кілька мільйонів років. а цей час зоря мо е неодноразово потрапляти до смуги неста ільності на діаграмі Герцшпрунга ассела.
а сучасною класи ікаці ю, це еїди поділяють на: к а и ні (а о це е- їди плоскої складової Галактики, типи змінності за класи ікаці ю GCVS:
DCep, DCepS, CepB) ери но к адово а актики (а о змінні типу W іви: CWa, CWb). станні відрізняються від класични це еїд (з таким самим періодом) меншою світністю: при лизно вчетверо а о на 1, m (то - то для ни зале ність мі періодом та світністю ма де о інший вигляд, ні для класични це еїд).
дночасно з видимою зоряною величиною в це еїди зміню ться спектр.
а зсувом його інтенсивності виявлено, о в це еїд періодично (з періодом зміни лиску) зміню ться температу- ра в середньому на 1 00 градусів.
еоретичні розра унки та прак- тичні спостере ення показують, о тільки зорі-гіганти й надгіганти про одять через стадію це еїд.
еріод пульсацій зорі зале ить від середньої густини її речовини й підко ря ться такій закономірності:
, де P період пуль- сацій у до а ; ρ середня густина (в одиниця середньої густини Сон - ця). Середня густина речовини це -
еїди становить лизько 10 2 кг/м . е еїди з ільшою масою мають ільшу світність, ільший радіус, але меншу густину і відповідно ільший період пульсації, то то це еїди мають ва ливу зале ність «період світ- ність» (мал. .9). я зале ність опи- су ться виразом: Ì= 1,2 ,00 P, Ìàë. 5.9. але ність «період
світність» це еїд
12
ЗОРІ. ЕВОЛ ЦІЯ ЗІР
äå Ð період зміни лиску в до а Ì середня а солютна зоряна вели- чина. т е, за відомим зі спостере ень періодом мо на визначити а со- лютну зоряну величину а о світність зорі. орівнюючи її зі спостере ува- ною видимою зоряною величиною, мо на визначити відстань до це еїди.
Велика світність і змінність лиску дають змогу виявляти це еїди а до відстаней 20 Мпк. спостерігають у най ли чи га лак тика , визначаю- чи таким спосо ом відстані до ци зоряни систем.
е еїди о разно називають маяками Всесвіту. а цей час в нашій Галак- тиці відомо понад 800 класични це еїд, а ї ня очікувана кількість переви- у 6000. ако відомо кілька тисяч ї у Магеланови мара та інши галактика . елескоп «Га л» вирізнив кількадесят класични це еїд у галактиці NGC 460 , відстань до якої становить 100 млн світлови років.
3. Н орі, лиск яки раптово з ільшу ться в тисячі й міль- йони разів за кілька ді , після чого ї ній лиск сла ша до початкового
лиску протягом року, називають нови и зор и. ей термін не означа , о зоря народилася. ак називають зорі, які раніше ули тьмяними, а потім раптово ї ній лиск з ільшився. априклад, одна з нови зір, о спала нула в червні 1918 р., з ільшила свій лиск за 4 дні з 11-ї до 0, - ї зоряної величини (то то в 40 тис. разів), а потім прийняла попередн значення лиску за період лизько 1, року. Спостере ення показують, о новими зорями, о спала ують, гарячі ілі карлики спектральни класів ΖÂ, які мають а солютну зоряну величину порядку 4m–5m. ід час спала у ці зорі з ільшують свій лиск на 7m 16m зоряни величин.
а час спала у нова зоря випроміню енергію лизько 10 8 (така енер- гія випроміню ться Сонцем при лизно за 100 тис. років ).
ричиною ви у у нови зір о мін речовини мі компонентами тіс- ни подвійни пар, до яки нале ать усі детально дослід ені колишні нові зорі. асто нові зорі спала ують неодноразово. Як о спала повто- рю ться, таку зорю називають овторно ново .
4. Н аднові зорі одне з грандіозни і за оплюючи космічни яви . адновими називають зорі, о спала ують поді но до нови і досягають у максимумі а солютної зоряної величини від 18m äî 19m. кремі наднові зорі в максимумі лиску переви ують світність Сонця в десятки мільярдів разів, досягаючи а солютної зоряної величини Ì = 20m 21m.
У китайськи літописа згаду ться про раптову появу в 10 4 р. у сузір ї ельця «зорі-гості», яку спостерігали китайські та японські астрономи, о здавалася яскравішою від Венери. ї уло
видно навіть удень. ерез 2 місяці ця зоря почала згасати, а е через кілька місяців зовсім зникла з поля зору.
У наш час за допомогою досить поту - ни телескопів у цьому сузір ї мо на по ачити туманність загадкової орми, о нагаду кра а, який пливе у воді.
уманність так і назвали Кра оподі - ною (мал. .10). Спостере ення показали,
о вона розширю ться. ура уванням швидкості розши рення мо на вва ати, о Кра оподі на туманність це зали- шок ви у у наднової зорі в 10 4 р.
Уперше термін «нова зоря» застосував ихо ра е (1 46 1601) у 1 72 р., опису- ючи яскраву зорю, о з явилася в сузір ї Кассіопеї. езва аючи на те о за
Ìàë. 5.10. Кра оподі на туман- ність залишок від ви у у над-
нової зорі
126
нинішніми уявленнями ця назва не зовсім правильною (спала означа не народ ення зорі, а її заги ель), вона й зараз використову-
ться в астрономії. айпоту ніші ви у и зір, о гинуть, стали за аналогі ю називати надновими.
У нашій Галактиці за останн тисячоліття заре стровано кілька випадків спала ів над- нови зір. айяскравіша наднова зоря, о спостерігалася за допомогою сучасної те ні- ки, з явилася в 1987 р. в одній з най ли чи галактик Великій Магеллановій марі (мал. .11).
оря спала у внаслідок колапсу свого масивного ядра. Від ува ться це так. а різни етапа иття масивної зорі в її ядрі про одять термоядерні реакції, під час яки спочатку водень перетворю ться на гелій, потім гелій на вуглець і т. д. до утворення ядер елементів групи заліза ( , N , ). оступово зоря е
ільше «розшарову ться» (мал. .12).
Ядерні реакції з утворенням е ільш ва - ки імічни елементів від уваються з погли- нанням енергії, тому зоря почина о олод у- ватися й стискатися. Внутрішні шари немов о валюються до центра зорі виника ударна виля, о ру а ться назад від центра зорі, унаслідок чого зовнішні шари зорі викида- ються з величезною швидкістю. У результаті катастро ічної зміни структури зорі від ува-
ться спала наднової. ід час ви у у звіль- ня ться енергія при лизно 1046 . аку енергію наше Сонце здатне випромінювати мільярди років. Від величезної зорі залиша- ються тільки газова о олонка, о розширю ться з великою швидкістю, і нейтронна зоря (а о пульсар). Пу ар нейтронна зоря, яка швидко о ер- та ться і для якої арактерне радіовипромінювання, о пульсу з періо- дом, який дорівню періоду о ертання зорі. Густина ці ї кулі не тронно зорі дивови но велика: вона мо е становити 1017 1018 кг/м .
Як о в надра зорі відсутні сили, о протидіють її стисканню під ді ю сил гравітації, то зоря й надалі стискатиметься. Густина речовини продов-
уватиме з ільшуватися. У результаті масивна зоря на заключному етапі сво ї еволюції перетворю ться в надзвичайно стиснутий о кт орну діру (мал. .1 ). оле тя іння на ме і чорної діри таке велике, о сигнали від цього о кта не ви одять назовні (звідси по одить її назва).
накше ка учи: гравітаційне поле чорної діри таке сильне, о навіть світло не в змозі його подолати.
Критичний радіус, до якого ма стиснутися зоря, о перетворитися на чорну діру, називають гравітаційним радіусом (rg), а о радіусом вар- цшильда. ля масивни зір rg становить кілька десятків кілометрів, і його мо на визначити за ормулою: , де G гравітаційна стала M – маса зорі c швидкість поширення світла. а теорі ю відносності, речо- вина ма ути стиснутою в мікроскопічно малому о мі простору в центрі чорної діри. ей стан називають ин у рні т .
Ìàë. 5.12. озшарування масивни зір
Ìàë. 5.11. аднова SN 1987А зоря у Великій Магеллановій марі (передав «Га л» через
20 р. після ви у у зорі)
127
ЗОРІ. ЕВОЛ ЦІЯ ЗІР
Ìàë. 5.13. Відносні розміри нейтронної зорі та чорної
діри
Ìàë. 5.14. С ема чорної діри
в подвійній системі Ìàë. 5.15. Гігантська чорна діра в центрі галактики Ì60-UCD1
( ото АСА) Ме у чорної діри називають оризонто оді . Як о чорні діри езпо- середньо спостерігати не мо ливо, то пошуки ї становлять великі труд- но і. айчастіше чорну діру виявляють так: 1) як о діра утворилася в подвійній системі зір, то її поло ення мо на визначити за о ертанням другого компонента навколо «поро нього місця» (мал. .14) 2) під час падіння речовини на чорну діру ма виникати поту не рентгенівське випромінювання. ерела такого випромінювання (зокрема е ідь -1, Скорпіон -1 то о) заре стровані як «кандидати» в чорні діри. орні діри тако мо уть існувати й спостерігатися як постійно вза модіючі з речо- виною і в ядра галактик, і в квазара . е одавно АСА вперше с ото- гра увала гігантську чорну діру в центрі далекої галактики (мал. .1 ).
адмасивна чорна діра масою 21 мільйон Сонць розмі ена в середині надгустої галактики M60-UCD1. скільки світло не мо е вирватися із чорної діри, вона просто силуетом на зоряному оні. нтенсивне гра- вітаційне поле чорної діри спотворю світло онови зір, утворюючи кільцеві зо ра ення прямо за темними краями горизонту подій чорної діри.
ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО
1. им відрізняються ізично-змінні зорі від затемнювано-змінни зір 2. о таке це еїди ому ї називають «маяками Всесвіту»
3. Яка причина пульсацій це еїд
4. У чому відмінність нової зорі від наднової 5. и часто спостерігають нові й наднові зорі 6. Як утворилася Кра оподі на туманність 7. Які причини ви у у нови і наднови зір
8. Який о кт називають чорною дірою Які властивості ма чорна діра 9. Як знайти чорну діру
10. а о перетворюються чорні діри ÐÎÇÂ’ßÇÓЄÌÎ ÐÀÇÎÌ
ада а . Головна послідовність на діаграмі «спектр світність» це:
смуга, уздов якої еволюціонують зорі, чи геометричне місце точок, де зорі пере увають ільшу частину часу
ід овід . а головній послідовності розмі ені зорі, у яки у центрі від уваються термоядерні реакції. ей стан зорі досить довгий, тому голов- на послідовність це геометричне місце точок у пло ині «світність тем- пература», у яки зорі пере увають ільшу частину свого иття.
ада а . Білий карлик ма масу 0,6M , світність 0,001L і темпера- туру 2T . У скільки разів його середня густина ільша від сонячної
128
озв занн . Як відомо, світність пропорційна R2T4. т е, густина пропор- ційна M / R а о MT6 / L /2. Густина такого ілого карлика в 1,2 × 106 раза
ільша за сонячну.
ада а . цініть, скільки таки зір, як Сіріус (m = 1,6m), на не о- с илі, могли замінити світло Місяця в останній чверті (для повного Місяця m= 12,4m).
озв занн . гідно з ормулою огсона освітленість, яку створю повний Місяць, то то його лиск, переви у лиск Сіріуса в EM
EÑ = 2, 12 1,6 ( 12,4) =
= 20 90 ,2 раза.
Блиск Місяця в останній чверті менший за лиск повного Місяця рів- но вдвічі, тому тре а уло розмістити на не ос илі 10 4 2 таки зір, як Сіріус, о замінити світло Місяця.
ада а . Яка а солютна зоряна величина зорі Альтаїр (α рла), яка ма видиму зоряну величину 0,77mі розмі ена на відстані 16,8 св. років
озв занн . Відстань 16,8 св. років це r = 16,8 : ,26 = 2,09 парсека.
M = m + 5 – 5lgr = 0,77 2,09 = 4,17.
ÇÀÄÀ×І ÒÀ ÂÏÐÀÂÈ
5.1. Які зорі мають найви у температуру на повер ні і до якого спек- трального класу вони нале ать
5.2.У чому поляга відмінність мі видимою та а солютною зоряними величинами
5.3.Якого кольору зорі мають найви у температуру на повер ні Яко- го найменшу
5.4. и існують зорі, маса яки менша від маси емлі адіус яки менший від радіуса емлі
5.5*. Визначте радіус одні ї з яскрави зір, яку видно увечері у ваш день народ ення. Який вигляд мала ця зоря на нашому не і, як и вона світила на місці Сонця
5.6*. ічний паралакс Веги (α іри) дорівню 0,12′′. Яка відстань до неї у парсека та світлови рока
5.7*. Визначте, у скільки разів зоря Капелла (0m) яскравіша за оляр- ну ( 2т).
5.8*. Скільки зір -ї зоряної величини мають таку саму яскравість, як зоря Вега (0m)
5.9*. числіть радіус зорі Антарес, як о вона ма світність у 6 00 разів ільшу від Сонця і температуру повер ні 000 К.
5.10*. Визначте відстань (у парсека і світлови рока ) до зорі, о ма річний паралакс 0, .
5.12*. аралакс роціона (α М. са) 0,286 . Скільки часу йде світло від ці ї зорі до емлі
5.11*. У скільки разів зоря Арктур (α Волопаса) ільша за Сонце, як о її світність ільша у 100 разів від сонячної, а температура на повер ні 4 00 К
5.12*.Яка температура зорі порівняно із Сонцем, як о її розмір такий самий, як і Сонця, а світність у 16 разів ільша
5.13*. Як и замість емлі навколо Сонця о ерталася зоря така сама, як Сонце, то який ув и період її о ертання
5.14*. Коли параметри зорі залишаються сталими 5.15*. Які зорі світять найдовше
5.16*. Як гинуть зорі великої маси
5.17*. и мо е зоря червоний карлик перетворитися на ілого карлика 5.18*. ому пульсари періодично змінюють інтенсивність випроміню- вання
129
ЗОРІ. ЕВОЛ ЦІЯ ЗІР
5.19**. Визначте густину ілого карлика, який ма діаметр 1000 км, а його маса дорівню 10 0 кг.
5.20**. Визначте густину зорі Бетельгейзе, як о її радіус у 400 разів ільший від радіуса Сонця, а маса при лизно дорівню масі Сонця.
5.21**. Якою уде світність Сонця, як о воно в май утньому перетво- риться на червоний гігант радіусом у 10 разів ільшим від сучасного і з температурою 000 К
5.22**. У центрі Сонця температура сяга 1 000 000 К, а в ядрі іли карликів температура понад 0 000 000 К. ому на Сонці від уваються термоядерні реакції, а в надра іли карликів ні
5.23**. яким періодом пульсувало Сонце, як и воно перетворилося на це еїду
ÏÅÐÅÂІÐ ÑÂÎÞ ÊÎÌÏÅÒÅÍÒÍІÑÒÜ онтро ні за итанн
1. У чому відмінність мі видимою та а солютною з яними величинами 2. Як астрономи вимірюють температуру зір
. и мо е червоний карлик перетворитися на ілий карлик
4. ому пульсари періодично змінюють інтенсивність випромінювання о зна і в і робити
в і розв зувати а троно і ні зада і
1. оясніть, як за кольором зорі мо на на ли ено визначити її темпе- ратуру.
2. аралакс Сіріуса дорівню 0, 7′′, а паралакс Веги 0,12′′. Виразіть відстань до ци зір у парсека , у світлови рока , в астрономічни оди- ниця та в кілометра .
. Видима зоряна величина зорі становить m. Якою уде видима зоря- на величина ці ї самої зорі, як о відстань до неї з ільшиться в 10 разів
зна к кори тувати карто зор но о неба
4. Самостійно відшукайте на не і яскраві зорі, які позначено на карті зоряного не а. амалюйте яскраві зорі на не ос илі відносно орі нтирів на повер ні емлі дерев а о удинків. орівняйте ваші малюнки з кар- тою зоряного не а. о яки сузір їв нале ать ці яскраві зорі
. Відшукайте на карті зоряного не а якусь яскраву зорю. а допомо- гою накладного круга до карти виміряйте моменти, коли с одить, за о- дить та кульміну ця зоря.
6. а допомогою карти зоряного не а знайдіть зорі різни спектраль- ни класів Î, B, A, F, G, K, M. орівняйте колір ци зір одо темпера- тури на ї ній повер ні.
ÒÅÑÒÎÂІ ÇÀÂÄÀÍÍß
1. Які одиниці відстані до зір використовують астрономи À кілометр Ã світловий рік
Á астрономічну одиницю Ä парсек Â паралакс
2. Видима зоряна величина визнача ...
À світність зорі Á радіус зорі Â яскравість зорі
à освітленість, яку створю зоря на емлі Ä температуру зорі
1 0
3. а якій відстані а солютна та видима зоряні величини мають одна- кове значення
À 1 а. о. Á 10 а. о. Â 1 св. рік Ã 10 св. років Ä 1 пк 10 пк
4. Які з наведени спектральни класів зір мають на повер ні найви- у температуру
À À Á Â Â F Ã G Ä K Ì Î
5. Ука іть температуру на повер ні зорі та спектральний клас, до яко- го нале ить Сонце.
À À 10 000 Ñ Á Â 10 000 Ñ Â Ñ 6000 Ñ
à G 6000 Ñ Ä Ì 000 Ñ Î 000 Ñ
6. Які із ци зір світять найдовше À гіганти спектрального класу Î Á ілі зорі спектрального класу À Â Ñîíöå
à червоні гіганти спектрального класу Ì Ä червоні карлики спектрального класу Ì
7. орі якого спектрального класу мають найкоротше иття À À Á Â Â F Ã G Ä K Ì
8. Який космічний о кт називають пульсаром À подвійну зорю, коли одна зоря затуля іншу Á нейтронну зорю
 ілого карлика à пульсуючу зорю Ä гіганта
9. ермін «нова зоря» означа ...
À у космосі утворилася молода зоря Á ви у нула стара зоря
 періодично з ільшу ться яскравість зорі à від уваються зіткнення зір
космічні катастро и з невідомим д ерелом енергії 10. У май утньому Сонце мо е перетворитися на...
À чорну діру Á нейтронну зорю Â пульсар
à чер воного гіганта Ä червоного карлика
ілого карлика
11. ому пульсари періодично змінюють інтенсивність випромінювання 12. и змо е ви ити в Сонячній системі наша цивілізація, як о Сонце перетворить ся на червоного гіганта
1 1 давна людський розум намагався проникнути в таємниці цього величезного нескінчен- ного світу. ндійські, грецькі та римські вчені задовго до нашої ери припускали існування безлічі світів, схожих на наш. Уже тоді весь світ отри мав назву сесвіту, або космосу. ін фантастично великий, а наша крихітна емля і навіть зорі, які ми бачимо, незначна ча- стина космосу. сесвіт складається з великої кількості зоряних світів галактик. днією з них є наша алактика, до якої входить Сонячна система. Сонячна система розташо- вана на краю алактики, тому основну частину нашої алактики можна бачити ніби збоку світлу смугу з безлічі зір, що проходить через усе зоряне небо. е олоч- ний лях. Український народ здавна називав її умацьким ляхом.
У цьому розділі ви дізнаєтеся багато цікавого про галактики.
§ 27. НА А ГАЛАКТИКА. МОЛОЧНИЙ ЛЯХ. МІСЦЕ СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ В ГАЛАКТИЦІ
1. е в давнину люди помічали на ез марно-
му нічному не і в ясну езмісячну ніч, о із за оду на с ід через зеніт тягнеться до ре помітна світла смуга у а ки х о о ни х. Вона нагадувала їм розлите молоко. а легендою, це зро ила Гера, о спускалася на емлю.
Українці здавна по-різному називали нашу Галактику. у а ки х найпоширеніша з ни . гідно з легендою чумаки їздили до Криму по сіль, орі нтуючись уночі на світлу смугу на не і. ожа оро а давня українська назва умацького ля у. і ю дорогою ні ито в золотій колісниці їздить пророк лля ( ристиянський наступник давньоукраїн- ського еруна) і гримить, метаючи золоті стріли лискавиць у демонів.
авні греки умацький ля назвали Галактикою (від грец. γάλα –
«молоко»). У 1609 р. Галілей у телескоп виявив, о умацький ля склада ться з величезної кількості сла ки зір. оді виникла гіпотеза про те, о Сонце, усі видимі зорі, у тому числі і зорі умацького ля у, нале-
ать до одні ї величезної системи. аку систему назвали а актико . аша Галактика це велетенський зоряний острів, до складу якого в одить Сонце і Сонячна система. Більшість зір Галактики, а ї за сучас- ними оцінками налічу ться понад 200 млрд, сконцентровані в пло скому диску, о його ми ачимо на не і як світлу смугу умацького ля у, а тако у спіральни відгалу ення . У центрі Галактики компактне згу-
ення речовини ядро, ізична природа якого та ізич ні процеси, о від уваються в ньому, предметом детального вивчення.
умацький ля про одить через о идві півкулі по великому колу не есної с ери (мал. 6.1). інію, о йде вздов середини умацького ля у, називають а акти ни екваторо , а пло ину, яка його утво- рю , а акти но о ино . Галактична пло ина на илена до пло и- ни не есного екватора під кутом 6 . Слід розуміти, о термін «галактика»