Астраномія
Выдавец: Выдавецтва БДУ
Памер: 224с.
Мінск 2003
143
Пытанні і практыкаванні
1. Чым адрозніваецца абсалютная зорная велічыня ад бачнай зорнай велічыні? 2. Зорныя велічыні кампанентаў падвойнай зоркі адпаведна роў-ныя 2,4"' і 4,0”. Простым вокам яны ўспрымаюцца як адзіночная зорка. Якая сумарная зорная велічыня гэтай падвойнай сістэмы? 3. Што называ-юць гадавым паралаксам зоркі? 4. Што такое свяцільнасць зоркі? Якая свяцільнасць Сонца? 5. Вызначце адлегласць (у парсеках і светлавых гадах) да зоркі з гадавым паралаксам 0,762". 6. Новая зорка ў момант успышкі мела бачную зорную велічыню 3,2"'. Большасць новых зорак гэтага тыпу маюць абсалютную зорную велічыню —8”. Вызначце адлегласць да зоркі. 7. Вызначце свяцільнасць Палярнай зоркі, калі яе абсалютная зорная ве-лічыня М = —4,6"'.
23.
ЗОРКІ
ТЭМПЕРАТУРА I ПАМЕРЫ ЗОРАК
1. Тэмпература зорак. Можна лічыць, што ў першым прыблі-жэнні зоркі выпрамяняюць як абсалютна чорныя целы. Тады тэм-пературу Т паверхні (фотасферы) зорак можна вызначыць пры дапамозе закону выпрамянення Стэфана — Больцмана і закону зрушэння Віна, як мы гэта ўжо рабілі пры вызначэнні тэмперату-ры Сонца (гл. § 19):
VII
Г = 4
4лА2о
(23.1)
Нагадаем, што падлічаную такім метадам тэмпературу называюць эфектыўнай тэмпературай. Гэты метад выкарыстоўваецца абмежа-вана, таму што дастаткова дакладнае значэнне радыусаў вымерана прыкладна ў некалькіх дзесяткаў яркіх гіганцкіх зорак.
Што ж тычыцца астатніх зорак, то іх тэмпературу можна вы-значыць па размеркаванні энергіі ў іх бесперапынным спектры. Для гэтага вымяраюць інтэнсіўнасць выпрамянення ў розных дыяпа-зонах даўжынь хваль бесперапыннага спектра зоркі. Па атрыманай спектраграме зоркі вызначаюць, на якой даўжыні хвалі інтэнсіўнасць выпрамянення максімальная, потым на аснове закону зрушэння Віна (гл. § 18) вылічваюць тэмпературу зоркі. Тэмпература, вылічаная па законе Віна, называецца колеравай тэмпературай зоркі. Колсравая тэмпература крыху адрозніваецца ад эфектыўнай тэмпературы, таму што вызначаецца па вузкім участку спектра.
144
ЗОРКІ
VII
Тэмпературы зорак вельмі адрозніваюцца. Халодныя чырвоныя зоркі маюць тэмпературу каля 3000 К. Наша Сонца з тэмпературай фотасферы 6000 К адносіцца да жоўтых карлікаў. Тэмпература гара-чых зорак дасягае 50 000 К. Асноўная частка выпрамянення гарачых зорак прыпадае на ультрафіялетавую частку спектра, і мы іх успры-маем як зоркі блакітнага колеру. Найбольш гарачымі з’яўляюцца нешматлікія маладыя зоркі тыпу Вольфа — Рае. Тэмпература фота-сфер у іх вельмі высокая: ад 60 000 да 100 000 К.
2. Спектральная класіфікацыя зорак. Зоркі адрозніваюцца вялікай разнастайнасцю, але сярод іх можна вылучыць асобныя групы, якія маюць агульныя ўласцівасці. Пры першым знаёмстве з зорным небам звяртае на сябе ўвагу той факт, што ў зорак розны колер. Значна прыметней гэта пры разглядзе спектраў. Найважнейшыя адрозненні спектраў зорак заключаюцца ў колькасці і інтэнсіўнасці бачных спектральных ліній, а таксама ў размеркаванні энергіі ў бесперапынным спектры. 3 улікам выгляду спектральных ліній і іх інтэнсіўнасці будуецца спектральная класіфікацыя зорак, якая ўсталявалася ў 20-я гг. XX ст.
Паслядоўнасць спектральных класаў (у так званай гарвардскай сістэме) абазначаецца вялікімі літарамі лацінскага алфавіта: О, В, А, F, G, К, М, L. Паводле тонкіх адрозненняў кожны клас дадаткова падзяляецца на 10 падкласаў — ад 0 да 9. Напрыклад, наша Сонца належыць да спектральнага класа G2.
Дадзеная паслядоўнасць спектральных класаў адлюстроўвае памян-шэнне тэмпературы атмасфер (фотасфер) зорак ад класа О да класа L. Спектральная паслядоўнасць адначасова з’яўляецца і колеравай (гл. табл. 23.1). Ддя яе запамінання карыстаюцца фразай (мнеманічным
правілам), якое ў рускамоўным варыянце гучыць наступным чынам:
OB A F GKML
Одмн Брнтый Англмчаннн Фнннкм Жевал Как Мелкмй Лук
Хімічны састаў атмасфер большасці зорак амаль аднолькавы. Вонкавыя слаі зорак складаюцца з вадародна-геліевай сумесі з вельмі малой колькасцю больш цяжкіх элементаў. Напрыклад, аналагічныя нашаму Сонцу зоркі ўтрымліваюць у сваіх атмасферах 73 % вадароду, 25 % гелію і 2 % усіх астатніх элементаў.
Адрозненні ў спектрах зорак вызначаюцца галоўным чынам ад-розненнямі тэмператур. У фотасферах халодных зорак могуць існа-ваць самыя простыя малекулы. Таму характэрнымі дэталямі спект-раў зорак класаў М і L з’яўляюцца шырокія палосы паглынання малекул, напрыклад СгН. Пры больш высокіх тэмпературах малеку-
145
КЛАСІФІКАЦЫЯ ЗОРНЫХ СПЕКТРАЎ Табліца 23.1
Клас Колер Тэмпература t, хЮ3 К Характэрныя прыкметы спектра Тыповыя зоркі
о Блакітны 55—30 Характэрны лініі іанізаванага гелію; бачны лініі шматразова іанізаванага вугляроду, кісларо-ду, крэмнію і азоту X Арыёна, X Цэфея
ЗОРКІ
в Блакітна-вата-белы 30—10 Максімальная колькасць ліній нейтральнага гелію з паступо-вым аслабленнем да класа В9; добра бачны лініі іанізаваных крэмнію, азоту і вугляроду а Дзевы (Спіка), у Арыёна (Белатрыкс)
У спектры пераважаюць вада-
A Белы 10—7,5 родныя лініі; лініі гелію аслабля-юцца; у класе А2 з'яўляецца лінія нейтральнага кальцыю, а ў класе А5 — лінія нейтральнага a Вялікага Пса (Сірыус), a Ліры (Вега)
жалеза
Вадародныя лінп усе яшчэ _ a Малога Пса інтэнсіуныя, але прыкметныя . F Жаўтаваты 7,5—6 шматлікія лініі металаў (іаніза- ' a К‘ ' ваных і нейтральных); вельмі . (Канопус) інтэнсіуныя лінп кальцыю
VII
G Жоўты 6—5 Вадародныя лініі не галоўныя сярод магутных спектральных ліній металаў Сонца, a Возніка (Капэла)
К Чырванаваты 5—3,5 Вельмі моцныя лініі нейтраль-ных металаў; у класе К5 з'яў-ляюцца сляды палос паглынан-ня малекул вокісу тытану a Валапаса (Арктур), a Цяльца (Альдэбаран)
М Чырвоны 3,5—2,5 Асабліва выдзяляюцца палосы вокісу тытану; сустракаюцца спектры з адной ці некалькімі вадароднымі лініямі a Арыёна (Бетэльгейзе), a Скарпіёна (Антарэс)
L Карычневы Каля 2 Моцная паласа паглынання СгН; лініі рэдкіх шчолачных металаў, цэзію, рубідыю GL229B
146
ЗОРКІ
лярныя злучэнні распадаюцца. У такіх спектрах знікаюць спектраль-ныя палосы малекулярных злучэнняў, затое з’яўляюцца лініі, адпа-ведныя нейтральным металам. Такім чынам, спектральная класіфі-кацыя зорак — гэта тэмпературная класіфікацыя зорных спектраў, заснаваная на ацэнках адноснай інтэнсіўнасці і выгляду спектраль-ных ліній.
Каля 99 % усіх зорак належаць да спектральных класаў В — М. Спектры невялікай колькасці зорак, якія не ўкладваюцца ў раз-гледжаную паслядоўнасць ці маюць асаблівасці, адзначаюцца дадат-ковымі літарамі (напрыклад, AOn, A3s, BOk, В2е). Сустракаюцца складаныя спектры, у якіх змешваюцца характарыстыкі двух і на-ват трох спектральных класаў. Іх абазначаюць, напрыклад, так: G0A2 ці G0+A2.
На дадзены момант спектральнай класіфікацыяй ахоплена больш I за 500 тыс. зорак.
3. Памеры зорак. Лінейны радыус зоркі можна вызначыць, калі вядомыя яе вуглавы радыус р" і адлегласць да зоркі г ці гадавы па-ралакс л" па формуле:
R = r- sin р".
VII
Паколькі г= 206 265"/л" а. а., для вуглавога радыуса sin р" = = р"/206 265", то маем R = р"/л" а. а.
Лінейныя радыусы зорак прынята выражаць у радыусах Сонца. У радыусах Сонца 1 а. а. = 149,6 106 км : 0,696 1 06 км = 215. 3 выка-рыстаннем гэтых суадносін атрымаем формулу для вызначэння лінейных радыусаў зорак у радыусах Сонца ў наступным выглядзе:
Л = 215р"/л".
Зоркі знаходзяцца ад нас так далёка, што іх вуглавыя памеры меншыя за мяжу распазнавання самых буйных тэлескопаў. Для яркіх блізкіх зорак вуглавы радыус знаходзяць па інтэрферэнцыйнай кар-ціне, якую атрымліваюць у выніку перакрыцця відарысаў зоркі, пабудаваных двума шырока расстаўленымі тэлескопамі. Напрыклад, з дапамогай аптычнага інтэрферометра, які складаецца з двух аптыч-ных люстраў дыяметрам 6,6 м кожнае, разнесеных на максімальную адлегласць 180 м, удалося вымераць вуглавы дыяметр е Арыёна. Ён аказаўся роўны 0,000 72", а паколькі гадавы паралакс зоркі складае л" = 0,0024", то Л = 0,000 36"/0,0024" = 32Я..
Радыусы зорак могуць быць вылічаны па іх магутнасці выпра-мянення (свяцільнасці) і тэмпературы. Запішам значэнне поўнай магутнасці выпрамянення для выбранай зоркі і для Сонца:
L = 4nR2oT4, L@ = 4nR&T4,
147
дзе L і L@, R і Rs, Т і Т@— адпаведна свяцільнасці, лінейныя ра-дыусы і абсалютныя тэмпературы зоркі і Сонца.
Калі прыняць L@= \ і й9=1, атрымаем:
L=R2?
ці канчаткова ў лінейных радыусах Сонца:
ЗОРКІ
г- Т
I т
2
(23.2)
Памеры зорак моцна адрозніваюцца: ад дыяметраў, параўнальных з дыяметрам арбіты Юпітэра (чырвоныя звышгіганты), да памераў планет Сонечнай сістэмы (белыя карлікі) ці нават да некалькіх кіла-метраў у нейтронных зорак (рыс. 23.1).
Пытанні і практыкаванні
1. Якім чынам, выкарыстоўваючы законы Стэфана — Больцмана і Віна, можна вызначыць тэмпературу зоркі? 2. Чым адрозніваюцца эфектыўная і колеравая тэмпература зоркі? 3. Па якіх прынцыпах праводзіцца спект-ральная класіфікацыя зорак? 4. Назавіце класы і падкласы спектральнай класіфікацыі зорак. 5. Да якіх класаў адносіцца пераважная колькасць зорак? Да якога класа і падкласа спектральнай класіфікацыі зорак адносіцца наша Сонца? 6. Коратка ахарактарызуйце агульныя прыкметы спектраў кожнага
Рыс. 23.1. Памеры некаторых зорак у параўнанні з памерамі Зямлі (злева) і Сонца (справа)
VII
148
ЗОРКІ
класа спектральнай класіфікацыі зорак. 7. 3 якіх хімічных элементаў у асноўным складаюцца зоркі? 8. Апішыце спосабы вызначэння лінейных радыусаў зорак. 9. Вылічыце лінейны радыус зоркі а Малога Пса (Працы-ён), калі яе свяцільнасць у 7 разоў большая за свяцільнасць Сонца, а тэм-пература 6800 К. 10. Вылічыце памеры зоркі а Малога Пса (Працыён), калі яе вуглавы дыяметр, вымераны зорным інтэрферометрам, роўны 0,005 71", а гадавы паралакс л" = 0,288". Параўнайце атрыманы вынік з адказам папярэдняй задачы.
24.
ПАДВОЙНЫЯ ЗОРКІ. МАСА ЗОРАК
1. Тыпы падвойных зорак. Назіранні паказваюць, што многія зоркі ў Сусвеце ўтвараюць пары ці з’яўляюцца членамі складаных сістэм. Падвойнымі зоркамі называюць блізка размешчаныя пары зорак. Адрозніваюць аптычныя і фізічныя падвойныя зоркі. Ап-тычныя падвойныя зоркі (пары) складаюцца з вельмі далёкіх адна ад адной у прасторы зорак, якія выпадкова праектуюцца на ня-бесную сферу на адным прамяні зроку. Фізічныя падвойныя зоркі ўяўляюць сабой сістэмы блізка размешчаных у прасторы зорак, якія звязаны сіламі прыцягнення і абарачаюцца вакол агульнага
КНІГІ ОНЛАЙН
