Зорі

 

Реферат

                                 З астрономії

                                 На тему: «Зорі»

                                 Учня 11 класу

                                 П.I.Б.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Що таке зорі?

Зоря (також Зірка, грец. hoi Asteres) — велетенське розжарене, самосвітне небесне тіло, у надрах якого ефективно відбуваються (або відбувались) термоядерні реакції. Сонце — одна із зір, середня за своїми розмірами та світністю.

Зорі поряд з іншими небесними тілами вивчає наука астрономія. Моделювання фізичних процесів, що відбуваються в зірках входить до кола зацікавлень астрофізики.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Зоряна величина

Видима зоряна величина (позначається m — від англ. magnitude) — безрозмірна величина, яка характеризує блиск небесного тіла (кількість світла, що надходить від нього) з погляду земного спостерігача. Чим яскравіший об'єкт, тим менша його видима зоряна величина.

Слово «видима» у назві означає лише те, що зоряна величина спостерігається з Землі, і вживається для того, щоб відрізняти її від абсолютної зоряної величини. Ця назва стосується не лише видимого світла. Величина, яка сприймається людським оком (чи іншим приймачем з такою ж спектральною чутливістю), називається візуальною.

Зоряна величина позначається маленькою літерою m у вигляді верхнього індексу до числового значення. Наприклад, 2m означає другу зоряну величину.

 

Спектральна залежність

Зоряна величина залежить від спектрального діапазону, в якому здійснюється спостереження, тому що світловий потік від будь-якого об'єкта в різних діапазонах різний.

• Болометрична зоряна величина показує повну потужність випромінювання об'єкта, тобто сумарний потік у всіх спектральних діапазонах. Вимірюється болометром.

Найбільш розповсюджена фотометрична система — система UBV — має 3 смуги (спектральні діапазони, в яких здійснюються вимірювання). Відповідно, там існують:

• ультрафіолетова зоряна величина (U) — визначається в ультрафіолетовому діапазоні;
• «синя» зоряна величина (B) — визначається в синьому діапазоні;
• візуальна зоряна величина (V) — визначається у видимому діапазоні; крива спектральної чутливості вибрана так, щоб найкраще відповідати людському зору. Око найбільш чутливе до жовто-зеленого світла з довжиною хвилі близько 555 нм.

Різниця (U−B чи B−V) між зоряними величинами одного й того же об'єкта в різних смугах показує його колір і називається показником кольору. Чим більший показник кольору, тим червоніший об'єкт.

 

 

 

 

 

Видимі зоряні величини деяких об’єктів

Об’єкт	m
Сонце	−26,73
Повний Місяць	−12,92
Спалах Ірідіуму (максимум)	−9,50
Венера (максимум)	−4,89
Венера (мінімум)	−3,50
Марс (максимум)	−2,91
Меркурій (максимум)	−2,45
Юпітер (мінімум)	−1,61
Сіріус (найяскравіша зоря неба)	−1,47
Канопус (друга за яскравістю зоря неба)	−0,72
Сатурн (максимум)	−0,49
Альфа Центавра сукупна яскравість А,В	−0,27
Арктур (третя за яскравістю зоря неба)	−0,05
Альфа Центавра (четверта за яскравістю зоря неба)	−0,01
Вега (п’ята за яскравістю зоря неба)	+0,03
Сатурн (мінімум)	+1,47
Марс (мінімум)	+1,84
SN 1987A — наднова зоря 1987 року у Великій Магеллановій Хмарі	+3,03
Туманність Андромеди	+3,44
Найслабші зорі, які видно у мегаполісах	+3...+4
Ганімед — супутник Юпітера, найбільший супутник Сонячної системи (максимум)	+4,38
4 Веста (найяскравіший астероїд), у максимумі	+5,14
Уран (максимум)	+5,32
Галактика Трикутника (М33), видима неозброєним оком при хорошому небі	+5,72
Меркурій (мінімум)	+5,75
Уран (мінімум)	+5,95
Найтьмяніші зорі, видимі неозброєним оком у сільській місцевості	+6,50
Церера (максимум)	+6,73
NGC 3031(М81), видима неозброєним оком при ідеальному небі	+6,90
Найтьмяніші зірки, видимі неозброєним оком на ідеальному небі  (Обсерваторія Мауна-Кеа, пустеля Атакама)	+7,72
Нептун (максимум)	+7,78
Нептун (мінімум)	+8,01
Титан — супутник Сатурна, 2-й за розміром супутник Сонячної системи (максимум)	+8,10
Проксіма Центавра	+11,10
Найяскравіший квазар	+12,60
Плутон (максимум)	+13,65
Макемаке в опозиції	+16,80
Хаумеа в опозиції	+17,27
Ерида в опозиції	+18,70
Найслабші зорі, видимі на знімку CCD-детектора на 24" телескопі  при витримці у 30 хв	+22
Найтьмяніший об’єкт, доступний на 8-метровому наземному телескопі	+27
Найтьмяніший об’єкт, доступний на орбітальному телескопі «Хаббл»	+31,5
Найтьмяніший об’єкт, що буде доступний на 42-метровому наземному телескопі	+36
Найтьмяніший об’єкт, що буде доступний на орбітальному телескопі OWL  (запуск планується 2020 року)	+38

 

Шкала міжзоряних відстаней

Відстані до найближчих зір

Внаслідок річного руху Землі орбітою навколо Сонця близькі зорі дещо зсуваються відносно далеких, фактично «нерухомих» зір. За рік близька зоря описує на небесній сфері малий еліпс, розмір якого тим менший, що далі зоря. У кутовій мірі, велика піввісь цього еліпса приблизно дорівнює величині максимального кута, під яким із зорі видно піввісь земної орбіти, перпендикулярну до напрямку на зорю. Цей кут (π) називають річним тригонометричним паралаксом зорі і застосовують для вимірювання відстані до неї на основі тригонометричних співвідношень між сторонами і кутами трикутника, в якому відомий кут π та основа — піввісь земної орбіти. Відстань до зорі, визначена за величиною її тригонометричного паралаксу π, дорівнює:

(а.о.) (1)

де π — паралакс (у кутових секундах).

В астрономії застосовують особливу одиницю виміру відстані до зір — парсек (пк). Зоря, яка перебуває на відстані 1 пк, має паралакс рівний 1". Відповідно, 1 пк = 206 265 а.о. = 30 трлн км.

Поряд із парсеком застосовується ще одна особлива одиниця виміру відстані — світловий рік. Він дорівнює відстані, яку світло долає протягом року, тобто 9,46×1012км, або 0,307 пк.

Найближчою до Сонця зіркою є Проксима Цетнавра — червоний карлик 11-ї зоряної величини. Вона має паралакс 0,77", тобто відстань до неї становить 1,3 пк (40 трлн км або 4,3 св.роки).

За методом тригонометричного паралаксу можна визначити лише відстані до найближчих зір. Зокрема, в астрометричному проекті Гіппаркос досягнуто точність виміру параллаксів близько однієї кутової мілісекунди, що дозволяє безпосередньо вимірювати відстані до зір, розташованих ближче 1000 парсек. Однак для віддаленіших об'єктів паралакс настільки малий, що перебуває в межах похибки його вимірювання. Для визначення відстані до них застосовують інші методи.

 

 

 

 

 

 

 

Фотометричний метод визначення відстані

Освітленість створювана однаковими за потужністю джерелами світла, обернено 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 — rф (пк):

(2)

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

Основним способом оцінки абсолютної величин зір є спектральний: у спектрах зір однакового спектрального класу знайдено особливості, які вказують на їх абсолютні зоряні величини (найчастіше — підсилення ліній іонізованих атомів зі збільшенням світності зір). За такими ознаками зорі поділено на класи світності. За класами та підкласами, які оцінюються за їх спектрами, можна визначити абсолютну зоряну величину з похибкою до 0,5m. Ця похибка відповідає відносній похибці 30 % при визначенні rф за формулою (2).

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Класифікація зір

Спектральна класифікація

Класифікації зір почали будувати відразу після того, як почали отримувати їхні спектри. У першому наближенні спектр зорі можна описати як випромінювання абсолютно чорного тіла з накладеними на нього лініями поглинання або випромінювання. Головний чинник, що впливає на вигляд спектру, це температура, тож спектральна класифікація за своєю сутністю є температурною.

Одну з найвідоміших спектральних класифікацій розроблено в Гарвардській обсерваторії в 1890-1924 роках під час складання каталогу Генрі Дрепера (тому іноді її називають Дреперівською класифікацією)

Клас	Температура, К	Справжній колір	Видимий колір	Основні ознаки
О	30 000 — 60 000	блакитний	блакитний	Слабкі лінії нейтрального водню, гелію, іонізованого гелію, багатократно іонізованих Si, C, N, A.
В	10 000 — 30 000	біло-блакитний	біло-блакитний та білий	Лінії поглинання гелію та водню. Слабкі лінії H и К Ca II.
А	7500 — 10 000	білий	білий	Сильна бальмерівська серія, лінії H и К Ca II посилюються до класу F. Також ближче до класу F починають з'являтися лінії металів.
F	6000 — 7500	жовто-білий	білий	Сильні лінії H и К Ca II, лінії металів. Лінії водню починають слабнути. З'являється лінія Ca I. З'являється та посилюється смуга G, утворена лініями Fe, Ca и Ti.
G	5000 — 6000	жовтий	жовтий	Лінії H и К Ca II інтенсивні. Лінії Ca I та чисельні лінії металів. Лінії водню продовжують слабнути. З'являються смуги молекул CH и CN.
K	3500 — 5000	оранжевий	жовтувато-оранжевий	Лінії металів та смуга G інтенсивні. Лінії водню майже непомітні. З'являються смуги поглинання TiO.
M	2000 — 3500	червоний	оранжево-червоний	Інтенсивні смуги TiO та інших молекул. Смуга G слабне. Все ще помітні лінії металів.

 

 

Діаграма Герцшпрунга-Рассела

На початку XX століття, Ейнар Герцшпрунг і Генрі Рассел незалежно один від одного нанесли на діаграму «Спектральний клас» — «Світність» відомі на той час зорі. Пізніше ця діаграма, яку нині називають «діаграмою Герцшпрунга-Рассела» виявилася ключем до розуміння та дослідженя процесів, що відбуваються в зорях.

Найчисленний клас зір становлять зорі головної послідовності, що перетинає діаграму від правого верхнього кута до лівого нижнього. Саме до таких зір належить і наше Сонце. З еволюційного погляду головна послідовність — це те місце діаграми Герцшпрунга-Рессела, на якому зоря перебуває більшу частину свого існування. У цей час витрати енергії на випромінювання компенсуються за рахунок енергії, що виділяється в термоядерних реакціях перетворення гідрогену на гелій. Час перебування на головній послідовності визначається масою. Чітко виділяються кілька гілок зір, що вже минули стадію головної послідовності (гіганти, надгіганти). У них відбувається «горіння» гелію та важчих елементів. Вони розташовані вище головної послідовності, ці зорі належать до I-IV класів світності. У нижній частині діаграми розташовано білі карлики, що проеволюціонували майже повністю. Вони мають VII клас світності.

Сучасна класифікація

У 1930-х роках у Йєркській обсерваторії було розроблено Йєркську класифікацію. Вона теж заснована в першу чергу на температурі фотосфери зір, але враховує також їх світність, завдяки чому скажімо, червоні карлики та червоні гіганти належать до окремих класів, попри те, що мають однакову температуру поверхні.

У каталогах і на письмі клас зір пишеться одним словом, спочатку йде літерне позначення основного спектрального класу (якщо клас точно не визначено, пишеться літерний діапазон, наприклад, OB), далі арабськими цифрами уточнюється спектральний підклас, потім римськими цифрами йде клас світності (номер області на діаграмі Герцшпрунга-Рессела), а потім — додаткова інформація. Наприклад, Сонце має клас G2V.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Змінні зорі

Змінна зоря — це зоря, за всю історію спостереження якої хоч один раз зафіксовано зміну її блиску. Причин змінності багато і пов'язані вони можуть бути не тільки з внутрішніми процесами: якщо зоря подвійна і промінь зору лежить у площині обертання компонентів (або під невеликим кутом до нього), то час від часу одна зоря закриватиме іншу від спостерігача, що спостерігається як зменшення блиску; блиск може змінитися якщо світло від зорі пройде крізь сильне гравітаційне поле. Однак у більшості випадків змінність пов'язана з нестабільними внутрішніми процесами. В останній версії загального каталогу змінних зір прийнято наступний поділ змінних зір: