Астраномія
Выдавец: Народная асвета
Памер: 151с.
Мінск 1977
5 Астраномія, 10 кл.
97
84. Крывая (знізу) змянення бачнага бляску сістэмы зацьменнападвойнай зоркі тыпу Алголя (па гарызанталі дадзены час у гадзінах) і адпавядаючыя ёй становішчы зорак у плоскасці яе арбіты і пры нахіле арбіты да нас.
■ins
■ІІІВ
85. Прыкладныя крывыя бляску, праменевай скорасці і тэмпературы цэфеіды (час па восі абсцыс адкладзены ў дзесятых долях перыяду).
3 перыядычных пераменных зорак найбольш выдатныя цэфеіды. Цэфеіды характарызуюцца амплітудамі змянення бляску не больш 1,5 зорнай велічыні пры перыядах ад дзесяткаў мінут да некалькіх дзесяткаў сутак. Гэты перыяд у іх доўгія гады пастаянны з дакладнасцю да доляў секунды, так што па іх можна было б правяраць гадзіннік.
Цэфеіды — белыя ці жаўтаватыя зоркі. Бляск іх плаўна падымаецца да максімуму і потым больш павольна спадае, таксама плаўна або з адной хваляй на спуску крывой змянення бляску.
Назву цэфеіды атрымалі па сваёй тыповай прадстаўніцы — зорцы 6 Цэфея. Перыяд яе пераменнасці 5,37 сут і амплітуда змянення бляску ад 4,6 да 3,7 зорнай велічыні.
На рысунку 85 паказаны змяненні бляску і звязаныя з гэтым
прыкметныя змяненні тэмпературы і праменевай скорасці цэфеід.
Са змяненнем тэмпературы некалькі мяняецца іспектральны клас цэфеіды. Прычына гэтага заключаецца ў тым, што цэфеіды — пульсу ю'ч ы я з о р к і. ГТёрьійД пўльсацыі іх адваротна прапарТльГянальны кораню квадратнаму з іх шчыльнасці. Яны перыядычна расПгыраюцца і сціскаюцца. Расшырэнні фотасферы, якая дае святло, і храмасферы, якая выкліцае адпаведны зрух ліній у спектры, адбываюцца неадначасова. Сцісканне знешніх слаёў выклікае іх награванне, а найвышэйшая тэмпература адпавядае найбольшай скорасці набліжэння звернутай да нас часткі храмасферы. Ваганні праменевай скорасці ў спектрах цэфеід упершыню вывучыў A. А. Белапольскі.
Цэфеіды падзяляюцца на дзве групы: кароткаперыядычныя цэфеіды, інакш зоркі тыпу RR Ліры, з перыядамі менш за 1 сут і класічныя, з перыядамі больш за 2 сут. Першыя з іх бялейшыя, гарачэйшыя і ўсе маюць аднолькавую абсалютную велічыню М = 0,5.
Класічныя цэфеіды жаўцейшыя, халаднейшыя і маюць наступныя выдатныя асаблівасці: усе класічныя цэфеіды — звышгіганты, і іх свяцімасць плаўна ўзрастае з павелічэннем перыяду. Цэфеіды, якія мяняюцца найбольш павольна, самыя яркія. Пры перыядзе каля 50 сут яны ў 10 000 разоў ярчэйшыя за Сонца. Устанавіўшы свяцімасць цэфеіды па перыяду змянення яе бляску, які лёгка вызначаецца прамымі назіраннямі нават у гранічна слабых цэфеід, можна з параўнання яе абсалютнай зорнай велічыні М з бачнай зорнай велічынёй пі вызначыць адлегласць да яе па фор
98
ВКМММЯМММП
3SMM &№№&£ *н«явн
MIS я»я
Зорная велічыня
86. Крывыя змянення бачнага бляску трох новых зорак.
муле lgD = 0,2(m—М) + 1, што вынікае з формулы (4). Таму адзначаныя ўласцівасці цэфеід надзвычайна важныя для ўстанаўлення размераў нашай зорнай сістэмы і адлегласцей да іх. Яркія цэфеідыгіганты бачны нам, як маякі Сусвету, здалёк. Па іх мы і намячаем контуры нашай зорнай сістэмы, г. зн. як далёка яна распасціраецца ў розных напрамках.
Перыядычнай або няправільнай пульсацыяй тлумачаць таксама ваганні бляску і іншых пераменных зорак.
2. Новыя зоркі. Назва «новыя зоркі» захавалася ад старажытных часоў за зоркамі, якія лічыліся сапраўды новымі. Накопленыя калекцыі фатаграфій паказалі, што на самай справе так званая новая зорка ў сапраўднасці існавала і раней, але раптоўна ўспыхнула, у выніку чаго бляск яе за кароткі час павялічыўся ў дзесяткі тысяч разоў. Пасля ўспышкі зорка паступова вяртаецца да ранейшага бляску. Амплітуда змянення бляску новых зорак ад 7 да 14 зорных велічынь, г. зн. бляск можа змяняцца да 400 000 разоў. У максімуме бляску яны бываюць ад —6 да —9 абсалютнай зорнай велічыні. Магчыма, што ў новых зорак успышкі паўтараюцца з прамежкамі ў тысячы гадоў. Яркія новыя зоркі, бляск якіх у максімуме дасягаў першай зорнай велічыні, назіраліся рэдка, напрыклад у 1901, 1918, 1925 гг. 3 прычыны нечаканасці такога роду ўспышак адкрыццё новых зорак адбываецца выпадкова. Іх адкрываюць у большай частцы аматары астраноміі, часам школьнікі. Для гэтага трэба часцей аглядаць сузор’і паблізу Млечнага Шляху. Але не прыміце планету за новую зорку!
Успышка новай зоркі адбываецца звычайна за некалькі дзён — катастрафічно а вяртанне да ранейшага бляску працягваецца гадамі і суяраваджаецца ваганнямі бляску (рыс. 86).
Катастрафічная ўспышка зоркі, пры якой вызваляецца энергія, роўная энергіі, што выпраменьваецца Сонцам за мільён гадоў, адбываецца з прычыны якіхсьці ўнутраных працэсаў. Стан няўстой
5*
99
87. Фатаграфія (негатыў) далёкай зорнай сістэмы — Галактыкі са звышновай зоркай, адзначанай стрэлкай (дадзены вуглавы маштаб фатаграфіі).
лівасці накопліваецца гадамі ці стагоддзямі, а потым адбываецца выбух.
Змяненні ў спектры новай зоркі паказалі наступнае: бляск зоркі павялічваецца таму, што ўздуваецца фотасфера — расце яе паверхня. У момант максімуму бляску дыяметр новай зоркі большы за дыяметр зямной арбіты. У момант найбольшага бляску з зоркі зрываецца знешні слой і са скорасцю каля 1000 км/сек, расшыраючыся, імкнецца ў прастору. Успыхваюць як новыя толькі некаторыя вельмі гарачыя зоркі ўмераных свяцімасцей, так што нашаму Сонцу ўспышка не пагражае.
3. Звышновыя зоркі. Некаторыя асобыя зоркі, нябачныя раней, нечакана ўспыхваюць і згасаюць падобна да новых зорак. Аднак у максімуме бляску яны бываюць па свяцімасці ў сотні разоў ярчэйшыя, чым новыя зоркі: ад —13 да —21 абсалютнай зорнай велічыні. Іх называюць звышновымі зоркамі. Скорасць выкіду газаў з іх таксама ў многа разоў большая, чым у звычайных новых зорак. Звышновыя зоркі мала вывучаны, паколькі пасля вынаходства тэлескопа «паблізу» ад нас не ўспыхвала ні адна звышновая зорка. Назіраліся толькі вельмі далёкія звышновыя зоркі, для якіх, акрамя вымярэння бляску спектра паблізу максімуму, нічога ўстанавіць звычайна нельга.
У выніку каласальнай свяцімасці, якая ў максімуме пераўзыходзіць у дзесяткі тысяч разоў свяцімасць найярчэйшых са звычайных зорак, мы бачым звышновыя зоркі на велізарных адлегласцях ад нас, у іншых зорных сістэмах (рыс. 87). Для ацэнкі гэтых адлегласцей выкарыстоўваюць вымярэнні бляску звышновых зорак. Успышкі звышновых зорак крайне рэдкія — у сярэднім адна ўспышка за некалькі стагоддзяў у сістэме, якая змяшчае мільярды зсрак.
Яшчэ да вынаходства тэлескопа ў нашай зорнай сістэме назіраліся тры зоркі, якія несумненна былі звышновымі. На месцы, дзе адна з іх успыхнула ў 1054 г. у сузор’і Цяльца, знаходзіцца
100
88. Крабападобная туманнасць — астатак успышкі звышновай зоркі.
асаблівая туманнасць, якая слаба свеціцца, названая Крабападобнай (рыс. 88). Яна змяшчае іанізаваны газ у выглядзе прожылкаў, пранізваючых яе асноўную аморфную масу. 3 параўнання фатаграфій, зробленых у розныя гады, высветлілася, што туманнасць расшыраецца са скорасцю 1000 км/сек. Яе расшырэнне, a значыць, і ўзнікненне пачалося з года ўспышкі звышновай зоркі. Туманнасць была выкінута ёю пры ўспышцы. Пазней аказалася, што Крабападобная туманнасць з’яўляецца адной з наймагутнейшых крыніц радыёспрамянення. Яно выклікаецца тым, што магнітнае поле, якое ёсць у туманнасці, тармозіць народжаныя зоркай, што ўзарвалася, электроны, якія рухаюцца ў ёй са скорасцю, блізкай да скорасці святла. Такое радыёспрамяненне называецца нецеплавым, дакладней сінхратронным. Крабападобная туманнасць аказалася таксама і адной з найбольш магутных касмічных крыніц рэнтгенаўскіх праменняў. На месцы ўспышак іншых «блізкіх» звышновых зорак таксама знойдзены туманнасці, якія радыёспрамяняюць і расшыраюцца. Успышкі звышновых зорак — самыя грандыёзныя і самыя рэдкія з катастроф, што адбываюцца з нябеснымі целамі (аб іх мы даведаемся яшчэ з § 32).
Вывучэнне ўсіх пераменных і новых зорак крайне важна для разумення прыроды і эвалюцыі зорак наогул, таму што пераменныя і асабліва новыя зоркі знаходзяцца ў няўстойлівых станах на паваротных этапах свайго развіцця. Акрамя таго, моцныя змяненні, што адбываюцца ў гэтых зорак, назіраюцца, а ў звычайных зорак не назіраюцца, паколькі іх змяненні вельмі павольныя.
А ^ У новых зорак бляск звычайна ўзрастае пры пастаяннай тэмпературы ў выніку ўздуцця фотасферы. Калі змяненне бляску новай зоркі складае 10 зорных велічынь, у колькі разоў змяніўся радыус зоркі?
2. На якой адлегласці ад цэнтра галактыкі знаходзіцца ў прасторы звышновая зорка на фатаграфіі 87, калі бачны дыяметр галактыкі 2', а адлегласць ад яе 107 nd
101
26. РАЗНАСТАЙНАСЦЬ ЗОРНЫХ ХАРАКТАРЫСТЫК
I IX ЗАКАНАМЕРНАСЦІ
1. Дыяметры і шчыльнасці зорак. Дыяметры зорак у асноўным вылічваюць па іх тэмпературы і баламетрычнай свяцімасці. Баламетрычная свяцімасць вызначаецца сілай святла зоркі ва ўсёй сукупнасці даўжынь хваль, уключаючы і нябачныя вобласці спектра. Яе вылічваюць у адносінах да баламетрычнай свяцімасці нашага Сонца. Баламетрычную свяцімасць зоркі можна таксама вылічыць, ведаючы тэмпературу і колькасць энергіі, якая спрамяняецца зоркай у якімнебудзь участку спектра.
Пакажам на простым прыкладзе, як можна параўнаць размеры зорак аднолькавай тэмпературы, напрыклад Сонца і Капэлы (а Возніка). Гэтыя зоркі маюць аднолькавыя спектры, колер і тэмпературу, але свяцімасць Капэлы роўна 120. Паколькі пры аднолькавай тэмпературы яркасць адзінкі паверхні зорак таксама аднолькавая, то, значыць, паверхня Капэлы большая, чым паверхня Сонца, у 120 разоў, а дыяметр і радыус яе большыя за сонечныя ў /120 хіі разоў.
У фізіцы ўстаноўлена, што поўная энергія, якая спрамяняецца ў адзінку часу з 1 см2 паверхні найлепшага спрамяняльніка, да якога зоркі блізкія па сваіх уласцівасцях, роўна: і = бГ4, дзе 6 — каэфіцыент прапарцыянальнасці, a Т — абсалютная тэмпература. Адносны лінейны дыяметр зорак, якія маюць вядомую тэмпературу Т, знаходзяць з формулы:
L 4л г2 і I г \2 ( ^ V ^о 4я Гр 'о \ г« / V о / ’
дзе г — радыус зоркі, і—поўнае спрамяненне адзінкі паверхні зоркі, г0, і0, То адносяцца да Сонца, a Lo = 1.
Адсюль г = ў L : (3V у радыусах Сонца \ 1 ° /
Рэзультаты такіх вылічэнняў размераў свяціл поўнасцю пацвердзіліся, калі стала магчымым вымераць вуглавыя дыяметры зорак пры дапамозе асобай прылады (зорнага інтэрферометра).
КНІГІ ОНЛАЙН
