Астраномія
Выдавец: Выдавецтва БДУ
Памер: 224с.
Мінск 2003
У верхнім правым вуглу дыяграмы групуюцца чырвоныя звыш-гіганты. Гэта зоркі з вельмі высокай свяцільнасцю, нізкай шчыльна-сцю і з дыяметрамі ў сотні разоў большымі за сонечны. Да чырво-ных звышгігантаў адносіцца зорка Бетэльгейзе (а Арыёна).
У левай ніжняй частцы дыяграмы гарачыя зоркі слабай свя-цільнасці — белыя карлікі. 1х памеры параўнальныя з памерамі Зямлі, а масы блізкія да масы Сонца. Таму сярэдняя шчыльнасць белых карлікаў перавышае шчыльнасць зямных парод у сто ты-сяч разоў. 3 іншага боку, сярэдняя шчыльнасць зорак-звышгіган-таў вельмі нізкая — у тысячы разоў меншая за шчыльнасць зям-ной атмасферы. Шчыльнасць рэчыва ў атмасферы зоркі ўплывае на шырыню спектральных ліній. Таму, напрыклад, у чырвоных карлікаў спектральныя лініі шырэйшыя, чым у чырвоных гіган-таў і звышгігантаў. Такім чынам, па выглядзе спектральных ліній вызначаецца, да якой паслядоўнасці належыць зорка (галоўная, карлікі, гіганты).
Па паслядоўнасці ацэньваецца абсалютная зорная велічыня, а потым і адлегласць (гл. § 23). Гэты метад вызначэння адлегласцей называецца метадам спектральных паралаксаў.
Найбольшая частка зорак адносіцца да чырвоных карлікаў: на Юмлн чырвоных карлікаў прыпадае каля 1 млн белых карлікаў, прыблізна 1000 гігантаў і толькі 1 звышгігант.
2. Нараджэнне зорак. Працэс зоркаўтварэння адбываецца ў Га-лактыцы бесперапынна — з моманту яе ўзнікнення. Пацвярджэн-нем нараджэння зорак у наш час з’яўляецца існаванне масіўных гарачых зорак класаў О і В, працягласць жыцця якіх не перавышае 10 млн гадоў.
Працягласць жыцця зорак складае ад мільёнаў да дзесяткаў мільярдаў гадоў. Гэты час занадта вялікі, каб прасачыць жыццёвы шлях зорак, ці іх эвалюцыю. Таму асноўным метадам даследаван-
VII
154
ЗОРКІ
VII
ня эвалюцыі зорак з’яўляецца пабудова мадэлей унутранай будовы зорак.
Пры пабудове мадэлі задаюць пачатковыя ўмовы фізічнага стану газу: хімічны састаў, ціск (шчыльнасць), тэмпературу, масу. Потым на аснове фізічных законаў (газавых законаў, закону пры-цягнення) разлічваюць змены гэтых параметраў з цягам часу. Правільнасць той ці іншай мадэлі пацвярджаецца параўнаннем з дыяграмай Герцшпрунга — Рэсела, якая падсумоўвае назіранні вялікай колькасці зорак, што знаходзяцца на розных стадыях эва-люцыі. Гэтыя даследаванні далі магчымасць устанавіць шлях раз-віцця зорак.
Паводле сучасных уяўленняў, зоркі ўтвараюцца ў выніку сціскан-ня (гравітацыйнай кандэнсацыі) рэчыва міжзорнага асяроддзя (рыс. 25.1, 7). Зоркі нараджаюцца групамі з гіганцкіх газапылавых комплексаў памерамі да 100 пк і масай у дзесяткі і сотні тысяч сонечных мас. Газ у гэтых комплексах знаходзіцца ў малекулярным стане з тэмпературай каля 10 К.
Пад уздзеяннем гравітацыйных сіл комплекс сціскаецца, шчыль-насць яго расце, і ён распадаецца на асобныя згусткі, ці газапыла-выя воблакі (рыс. 25.1, 2).
У газапылавым воблаку выпадкова ці пад дзеяннем знешніх прычын узнікаюць гравітацыйна-няўстойлівыя фрагменты, якія прадаўжаюць сціскацца. Знешнімі прычынамі, якія стымулююць зоркаўтварэнне, могуць быць сутыкненні малекулярных воблакаў; зорны вецер ад маладых гарачых зорак; ударныя хвалі, выкліканыя ўспышкамі звышновых зорак. Пры дастаткова вялікай масе фраг-мента адбываецца далейшы распад на асобныя фрагменты-згусткі (рыс. 25.1, 3).
Фрагменты зорнай масы, якія сціскаюцца пад дзеяннем уласнага прыцягнення, называюцца пратазоркамі. Пры гравітацыйным сцісканні газ у пратазорцы разаграваецца, і яна пачынае выпрамя-
Рыс. 25.1. Утварэнне зорак з газапылавога воблака
155
няць у інфрачырвоным дыяпазоне спектра. Рэчыва, якое акружае ! ядро пратазоркі, падае на яго, што павялічвае яго масу і тэмпера-туру. Калі ціск, што ствараецца выпрамяненнем зоркі, робіцца да-статкова вялікім, падзенне рэчыва спыняецца. Ціск выпрамянення абмяжоўвае масу будучых зорак велічынёй у некалькі дзесяткаў мас ; Сонца. Працягласць стадыі сціскання залежыць ад масы пратазоркі: пры масе меншай за сонечную — сотні мільёнаў гадоў, пры боль- | шай — сотні тысяч гадоў.
Часта ў пратазорцы, што верціцца вакол цэнтральнага згустка, утвараецца працяглы газапылавы дыск, з якога потым развіваецца планетная сістэма (рыс. 25.2). Зорка, якая фарміруецца, у канцы стадыі сціскання мае значныя памеры пры яшчэ адносна нізкай тэмпературы паверхні. Сцісканне пратазоркі спыняецца, калі тэм-пература ў цэнтры ядра дасягае некалькіх мільёнаў градусаў, тады | ўключаюцца тэрмаядзерныя крыніцы энергіі, рэакцыі пратон-пратоннага цыкла. Момант пачатку тэрмаядзерных рэакцый ёсць момант нараджэння зоркі. Цяпер тэмпература і шчыльнасць унут- [ раных слаёў робяцца такімі, што сіла іх пругкасці можа процідзей- ; нічаць вазе вонкавых слаёў. Пасля пачатку вадародных рэакцый I і ўстанаўлення раўнаважнага стану зорка трапляе на галоўную j паслядоўнасць дыяграмы «спектр — свяцільнасць». Нованароджа-ныя зоркі з’яўляюцца на галоўнай паслядоўнасці па ўсёй яе даўжыні (у залежнасці ад іх масы).
ЗОРКІ
3. Эвалюцыйныя перамяш-чэнні. Ад масы ў першую чаргу залежыць, якую тэмпературу будзе мець ядро зоркі ў момант устанаўлення ўстойлівай раўна-вагі. Чым большая маса газапы-лавога комплексу, які сціскаец-ца, потым пратазоркі і нарэшце зоркі, тым большую масу слаёў, што ляжаць вышэй, даводзіцца вытрымліваць яе ядру. Таму па-трэбна больш высокая тэмпе-ратура, каб газавы ціск мог про-цістаяць гэтай вазе. Назіранні паказваюць, што свяцільнасць зорак прапарцыянальна масе ў чацвёртай ступені.
3 іншага боку, паводле закону Стэфана — Больцмана, цеплавое
Рыс. 25.2. Пратазоркі з пратапланетнымі дыскамі ў туманнасці Арыёна. Фатагра-фія Касмічнага тэлескопа Хабла
156
g | выпрамяненне зоркі (свяцільнасць) прапарцыянальна чацвёртай ° ступені тэмпературы (гл. § 18). Гэта і пацвярджае тое, што пры боль-шай масе зоркі тэмпература яе нетраў і фотасферы будзе вышэйшая. Самыя масіўныя зоркі, у 30—50 мас Сонца, параджаюць найбольш | гарачыя зоркі класа О. Тэмпература цэнтральных зон такіх зорак | складае 30—50 млн градусаў.
Большую частку часу зорка знаходзіцца на галоўнай пасля-доўнасці. Але паколькі запасы вадароду прапарцыянальны масе, а расход энергіі (свяцільнасць) прапарцыянальны чацвёртай сту-пені масы, то вадарод у масіўных зорак выгарае хутчэй. Час зна-ходжання зоркі на галоўнай паслядоўнасці вызначаецца простай залежнасцю:
/ = 10'°—y (гадоў), М
дзе М— маса зоркі ў масах Сонца.
Па прыведзенай вышэй формуле можна падлічыць, што Сонца
вычарпае свой запас вадароднага паліва прыблізна за 10 млрд гадоў (такім чынам, Сонца, узрост якога ацэньваецца прыблізна ў 5 млрд
гадоў, «пражыло» на галоўнай паслядоўнасці толькі палову свайго жыцця). Зоркі, роўныя 10 масам Сонца,— вычарпаюць усяго за 10 млн гадоў. Чырвоныя карлікі, якія слаба выпраменьваюць, масай каля 0,5 масы Сонца — за 80 млрд гадоў. Гарачых маладых зорак-гіган-
VII
Рыс. 25.3. Адносныя па-меры чырвонага гіганта і Сонца
таў назіраецца меней з-за малога часу іх жыцця. Таму найбольш запоўнена ніжняя пра-вая частка галоўнай паслядоўнасці дыяграмы «спектр — свяцільнасць».
Пасля выгарання вадароду ў нетрах зоркі ўтвараецца гарачае геліевае ядро. Далейшая эвалюцыя зоркі залежыць ад масы гэтага ядра. Калі яна меншая за 1,2 масы Сонца, то пад дзеяннем гравітацыйнага сціскання геліевае ядро зноў разаграваецца (тэмпература падыма-ецца да 100 млн градусаў). Вонкавыя слаі зоркі пры гэтым расшыраюцца і ахалоджваюцца. Зорка быццам бы разбухае. Яе свяцільнасць узрастае, а тэмпература падае. Зорка сыходзіць з галоўнай паслядоўнасці і, у залежнасці ад масы, становіцца чырвоным гігантам (рыс. 25.3) ці звышгігантам.
Атмасфера зоркі разрастаецца і паступова аддаляецца ад ядра, утвараючы планетарную туманнасць. У рэшце рэшт запасы ядзернай
157
Рыс. 25.4. Эвалюцыя зорак рознай масы
энергіі ў зорцы вычэрпваюцца. Пры масе 1,4 масы Сонца пад дзеяннем гравітацый-ных сіл зорка сціскаецца і становіцца маленькім шчыльным белым карлікам. Каласальны ўнутраны ціск прыводзіць да разбурэння атамаў і іх поўнага сціс-кання. Шчыльнасць такой зоркі больш чым у 100 тыс. разоў перавышае шчыль-насць вады.
Стадыі эвалюцыі, як і ўсе зоркі, пра-ходзіць і наша Сонца. Праз 5—8 млрд гадоў яно ператворыцца спачатку ў чырво-ны гігант, а затым, скінуўшы абалонку, стане белым карлікам. Зоркі, нашмат больш масіўныя за Сонца, у пра-цэсе эвалюцыі ператвараюцца ў нейтронныя зоркі ці чорныя дзіры
ЗОРКІ
(рыс. 25.4).
Пытанні і практыкаванні
1. Па якім прынцыпе будуецца дыяграма Герцшпрунга — Рэсела? 2. Як на дыяграме Герцшпрунга — Рэсела размяшчаюцца зоркі розных памераў? 3. У якой частцы дыяграмы Герцшпрунга — Рэсела размяшчаюцца зоркі, якія маюць: а) большыя, чым у Сонца, свяцільнасць і тэмпературу; б) мен-шую, чым у Сонца, свяцільнасць, але большую тэмпературу; в) большую, чым у Сонца, свяцільнасць, але меншую тэмпературу; г) меншыя, чым у Сонца, свяцільнасць і тэмпературу? 4. Дайце кароткую характарыстыку зоркам: блакітным звышгігантам, чырвоным гігантам, белым карлікам, чырвоным карлікам. 5. Што разумеюць пад эвалюцыяй зорак? 6. Апішы-
VII
це ў агульных рысах працэс утварэння зорак.
26.
НЕСТАЦЫЯНАРНЫЯ ЗОРКІ
1. Агульная характарыстыка пераменных зорак. Многія зоркі змяняюць свой бляск з прычыны нестацыянарных працэсаў, што ідуць у іх. Такія зоркі называюцца пераменнымі. Фізічныя перамен-ныя зоркі — гэта зоркі, якія мяняюць сваю свяцільнасць за карот-кія прамежкі часу ў выніку фізічных працэсаў, што адбываюцца ў самой зорцы.
У залежнасці ад характару працэсаў, якія праходзяць унутры зоркі, фізічныя пераменныя зоркі падзяляюць на гтульсуючыя і эруптыўныя.
158
VII
Усе пераменныя зоркі маюць спецыяльныя абазначэнні, калі ім раней не былі прысвоены літары грэчаскага алфавіта. У кожным су-зор’і першыя 334 пераменныя зоркі абазначаюцца паслядоўнасцю літар лацінскага алфавіта: R, S, Т, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, ..., ZZ, АА, ..., AZ, QQ... з дабаўленнем назвы адпаведнага сузор’я. Наступныя пераменныя зоркі, якім не хапіла камбінацый гэтых літар у сваім сузор’і, абазначаюцца V 335, V 336 і г. д.
2. Пульсуючыя пераменныя зоркі. Пры эвалюцыйным ператварэнні зоркі ў зорку-гігант мае месца павелічэнне яе аб’ёму і памяншэнне сярэдняй шчыльнасці рэчыва. У гэты час адбываюцца карэнныя змены ўнутранай будовы зоркі, якія могуць суправаджацца пару-шэннем раўнавагі паміж сіламі гравітацыйнага прыцягнення і пра-мянёвага ціску. Гэта прыводзіць да перыядычных ваганняў аб’ёму зоркі: яе абалонка то расшыраецца, то сціскаецца (вяртаецца да свайго ранейшага аб’ёму). Такія перыядычныя ваганні пераменных зорак называюцца пульсацыйнымі.
КНІГІ ОНЛАЙН
