Астраномія
Выдавец: Народная асвета
Памер: 151с.
Мінск 1977
' Зоркі вельмі вялікай свяцімасці называюцца звышгігантамі. Чырвоныя звышгіганты аказваюцца такімі і па размерах (рыс. 89). Бетэльгейзе і Антарэс у сотні разоў большыя за Сонца па дыяметру. Больш далёкая ад нас VV Цэфея мае такія размеры, што ўнутры яе змясцілася б сонечная сістэма з арбітамі планет да арбіты Юпітэра ўключна! Між тым масы звышгігантаў большыя за сонечную ўсяго ў 30—40 разоў. У выніку нават сярэдняя шчыльнасць чырвоных звышгігантаў у тысячы разоў меншая, ЧымТІічыльнасць пакаёвага паветра. Пры аднолькавай свяцімасці размеры зорак тым меншыя, чым гэтыя зоркі гарачэйшыя і бялейшыя. Чырвоныя карлікі з’яўляюцца самымі малымі сярод звычайных зорак. Масы іх і радыусы — дзесятыя долі сонечных, а сярэднія
102
чырвоныя
жоўтыя
Зоркігіганты
• белыя
89. Параўнальныя размеры Сонца і зорак розных тыпаў (маштабы ў трох частках рысунка розныя).
шчыльнасці каля 10—100 г/см3. Яшчэ меншыя, чым чырвоныя карлікі, белыя карлікі — гэта ўжо незвычайныя зоркі. У блізкага да нас і яркага Сірыуса (які мае радыус прыкладна ў два разы большы за сонечны) ёсць спадарожнік, што абарачаецца вакол яго з перыядам 50 гадоў. Для гэтай падвойнай зоркі адлегласці, арбіта і масы добра вядомыя. Абедзве зоркі белыя, амаль аднолькава гарачыя, (іх паверхні ў 1 см2, значыць, аднолькава яркія), але па свяцімасці спадарожнік у 10 000 разоў слабейшы за Сірыус. Значыць, яго радыус меншы ў ]/] Q 000 = 100 разоў, г. зн. ён амаль такі ж, як Зямля. Між тым маса ў яго амаль такая ж, як і ў Сонца! Значыць, белы карлік мае велізарную шчыльнасць — каля 3’ 107 г/см3. Існаванне такой шчыльнасці было растлумачана наступным чынам: звычайна мяжу шчыльнасці ставіць размер атамаў, якія з’яўляюнца сістэмамі, што складаюцца з ядра і электроннай абалонкі. Пры вельмі высокай тэмпературы ў нетрах зорак і пры поўнай іанізацыі ядра і электроны становяцца незалежнымі адзін ад аднаго. Пры каласальным ціску вышэйляжачых слаёў гэта «крышанка» з атамаў можа быць сціснута значна мацней, чым нейтральны газ. Тэарэтычна дапускаецца магчымасць існавання пры некаторых умовах зорак са шчыльнасцю, роўнай шчыльнасці атамных ядзер. (Аб іх і аб эвалюцыі зорак больш падрабязна мы даведаемся з § 32.)
Мы яшчэ раз бачым на прыкладзе белых карлікаў, як астрафізічныя даследаванні расшыраюць уяўленні аб будове рэчыва; пакуль стварыць у лабараторыі такія ўмовы, якія ёсць унутры зорак, яш^э нельга.
Для фізікі велізарнае значэнне мае тэорыя адноснасці Эйнштэйна. 3 яе вынікаюць тры вывады, якія можна было праверыць толькі па астранамічных даных. Адзін з вынікаў тэорыі заключаецца ў тым, што ў вельмі моцным полі цягацення светавыя ваганні павінны запавольвацца і лініі спектра зрушвацца да чырвонага
103
М Блакітныя Белыя Жоўтыя Аранжавыя Чырвоныя L
+ 10
1ОООО
05
50
GO
6
KO MO М5 Спектр
5,5. х 3,5 3 Тэмпература
канца, прычым гэта зрушэнне тым большае, чым мацней поле цягацення зоркі. Чырвонае зрушэнне было выяўлена ў спектры спадарожніка Сірыуса. Яно выклікана дзеяннем моцнага поля цягацення на яго паверхні. Назіранні пацвердзілі прадбачанні тэорыі адноснасці і тым самым пацвердзілі саму тэорыю. Астраномы знайшлі і два іншыя пацвярджэнні гэтай тэорыі. Гэта прыклад узаемадзеяння фізікі і астраноміі і дзіўнай разнастайнасці прыроды.
271 У колькі разоў Арктур большы за Сонца, калі свяцімасць Арктура 100, а тэмпература 4500° К?
2. Якая сярэдняя шчыльнасць чырвонага звышгіганта (у r/см3), калі яго дыяметр у 300 разоў большы за сонечны, а маса ў 30 разоў большая за масу Сонца?
2. Найважнейшыя заканамернасці. Мы бачылі, што існуюць і адзіночныя, і падвойныя, і кратныя зоркі, пераменныя зоркі розных тыпаў, новыя і звышновыя, звышгіганты і карлікі, зоркі разнастайных размераў, свяцімасцей, тэмператур і шчыльнасцей. Ці не ўтвараюць яны хаос фізічных характарыстык? Аказваецца, што не. Абагульняючы апісаныя раней даныя, устанавілі рад заканамернасцей.
Супастаўляючы вядомыя масы і свяцімасці зорак, мы пераконваемся, што з павелічэннем масы хутка і правільна расце свяцімаснь зорак L — /»3,9 Па гэтай так званай залежнасці «маса — свяцімасць» можна вызначыць масу адзіночнай зоркі, ведаючы яе свяцімасць (белыя карлікі гэтай залежнасці не падпарадкоўваюцца). Для найбольш распаўсюджаных тыпаў зорак справядліва формула L = R^'2, дзе R — радыус зоркі. Ва ўсіх выпадках бярэцца баламетрычная свяцімасць. Гэтыя формулы паказваюць, што ўваходзячыя ў іх 'фізічныя характарыстыкі зорак узаемазвязаны.
Выключна вялікую цікавасць мае супастаўленне свяцімасці зорак з іх тэмпературай і колерам. Гэта залежнасць паказана на дыяграме «колер — свяцімасць» (дыяграма Герцшпрунга — Рэсела, рыс. 90). На гэтай дыяграме па восі ардынат адкладваюць лагарыфмы свяцімасцей або абсалютныя велічыні М, а па восі абсцыс — спектральныя класы або адпавядаючыя ім лагарыфмы тэмператур, або колер. Пункты, якія адпавядаюць зоркам
з вядомымі характарыстыкамі, размяшчаюцца на дыяграме не хаатычна, а ўздоўж некаторых ліній — паслядоўнасцей. Большасць зорак размяшчаецца ўздоўж нахільнай лініі, якая ідзе злева зверху ўправа ўніз. У гэтым напрамку памяншаюцца адначасова свяцімасці, радыусы і тэмпература зорак. Гэта галоўная паслядоўнасць. На ёй крыжыкам адзначана становішча Сонца як зоркі — жоўтага карліка. Паралельна галоўнай паслядоўнасці размяшчаецца паслядоўнасць субкарлікаў, якія на адну зорную велічыню слабейшыя за зоркі галоўнай паслядоўнасці з такой жа тэмпературай.
90. Схема дыяграмы «колер — свяцімасць» (К—С) для зорак(тэмпература расце справа налева ў 103°К)
105
Уверсе паралельна восі абсцыс размешчаны самыя яркія зоркі — паслядоўнасць звышгігантаў. У іх колер і тэмпература розныя, а свяцімасць амаль аднолькавая. Ад сярэдзіны дзвюх папярэдніх паслядоўнасцей управа ўверх адыходзіць паслядоўнасць чырвоных гігантаў. Нарэшце, унізе размяшчаюцца белыя карлікі з некалькі рознымі тэмпературамі. Белаблакітную паслядоўнасць складаюць зоркі, што ўспыхваюць як новыя, і іншыя тыпы гарачых зорак, якія змыкаюцца на дыяграме «колер — свяцімасць» (К—С) з белымі карлікамі.
Гэта дыяграма паказвае нам сувязь асноўных фізічных характарыстык зорак. Заўважым, што прыналежнасць зоркі да той ці іншай паслядоўнасці можна пазнаць па некаторых дэталях у яе спектры (§ 24).
Мы бачым, што ў прыродзе не існуе адвольных камбінацый масы, свяцімасці, тэмпературы і радыуса. Тэорыя паказвае, што месца зоркі на дыяграме К — С вызначаецца перш за ўсё яе масай і ўзростам, значыць, дыяграма адлюстроўвае эвалюцыю зорак. Важнай заваёвай навукі з’яўляецца высвятленне сувязі паміж прыналежнасцю зорак да той ці іншай паслядоўнасці і іх размяшчэннем у прасторы. Так, мы ўбачым далей, што плоская частка вялікіх зорных сістэм (галактык) складаецца з зорак галоўнай паслядоўнасці, спіральныя галіны ў іх уключаюць гарачыя звышгіганты і цэфеіды, а субкарлікі ўтвараюць абкладаючую гэтыя галіны сферычную сістэму. Гэта адлюстроўвае адрозненні ўмоў і часу ўтварэння зорак. Да сістэм зорак мы і пераходзім у наступным раздзеле.
Дыяграма «колер — свяцімасць» не дае ўяўлення аб тым, як часта сустракаюцца зоркі рознага тыпу. Гэта частата розная ў розных месцах Сусвету, але звышгігантаў і белых карлікаў усюды вельмі мала. Зорак жа галоўнай паслядоўнасці тым больш, чым меншая іх свяцімасць.
28 1 Па даных табліцы IV дадатку вылічыце абсалютныя велічыні і свяцімасці некаторых зорак. Нанясіце зоркі па гэтых даных на дыяграму К — С (рыс. 90). 2. Ацаніце масы тых жа зорак па іх свяцімасці.
БУДОВА СУСВЕТУ
7.НАША ГАЛАКТЫКА
1. Млечны Шлях і Галактыка. Доўгі шлях прайшла навука, перш чым ёю былі выяўлены сапраўдныя рысы структуры навакольнага Сусвету.
Англійскі вучоны Вільям Гершэль першы ўказаў правільны шлях для рашэння задачы аб будове Млечнага Шляху, які заключаецца ў падліку зорак у малых участках, выбраных у розных абласцях неба.
Гершэль меркаваў, што ўсе зоркі падобныя на Сонца не толькі па сваёй прыродзе, але і па свяцімасці. Калі б усе зоркі былі аднолькавай свяцімасці і іх шчыльнасць у прасторы была б усюды аднолькавая, то, пераходзячы да зорак на адну бачную зорную велічыню, г. зн. у 2,512 раза больш слабых, мы пераходзілі б да аб’ёму сферы з радыусам, у 1/2,512 = 1,6 раза большым. А яе аб’ём і, значыць, лік зорак у ёй павінны быць тады ў 4 разы больш за папярэдні. Але фактычны падлік паказвае, што ў розных напрамках гэты прырост розны, і з аслабленнем бляску зорак ён памяншаецца.
Але ў зорак розная свяцімасць, лік зорак рознай свяцімасці неаднолькавы, ды яшчэ існуе аслабленне святла зорак міжзорным касмічным пылам. Яно тым большае, чым зорка далей ад нас, і ў розных напрамках рознае. В. Я. Струве ўпершыню выявіў гэта паглынанне святла і даказаў, што з набліжэннем да светлай паласы Млечнага Шляху шчыльнасць зорак у прасторы расце. Паласа Млечнага Шляху апяразвае ўсё неба па вялікаму кругу. Значыць, мы знаходзімся паблізу яго плоскасці, якую называюць галактычнай. У Млечным Шляху назіраюцца асобныя воблакападобныя згушчэнні (рыс. 91). Часткова гэта абумоўлена рэальным воблакападобным размяцічэннем слабых (г. зн. далёкіх) зорак, з якіх ён складаецца, часткова тым, што месцамі яго закрываюць воблакі касмічнага пылу. Такое цёмнае воблака можна заўважыць каля зоркі Дэнеб у сузор’і Лебедзя. Якраз у гэтым сузор’і пачы
107
Вільям Гершэль (1738—1822).
наецца раздваенне Млечнага Шляху на дзве галіны, якія злучаюцца ў паўднёвым паўшар’і неба. Гэта раздваенне ўяўнае. Яно выклікана скапленнем касмічнага пылу, які засланяе частку самых яркіх месц Млечнага Шляху, у тым ліку і тых, што знаходзяцца ў сузор’ях Скарпіёна і Стральца (рыс. 92).
Паступова высветлілася, што зоркі Млечнага Шляху — гэта ас~ • ноўная частка нашай моцна сплюшчанай Галактыкі. Далей за ўсё ад цэнтра (які знаходзіцца ў напрамку сузор’я Стральца) Галактыка цягнецца паблізу плоскасці Млечнага
Шляху, і ў гэтым напрамку мы бачым больш за ўсё далёкіх, г. зн. слабых, зорак. У перпендыкулярным напрамку шчыльнасць зорак памяншаецца, значыць, туды Галактыка распасціраецца не так далёка.
Іншы раз няўдала гавораць, што Млечны Шлях — гэта і ёсць наша Галактыка. Млечны Шлях — гэта бачнае на.кі на небе светлае • кольца, а наша Галактыка — гэта прасторавая зорная сістэма. Большасць яе зорак мы бачым у паласе Млечнага Шляху, але імі яна не вычэрпваецца. У Галактыку ўваходзяць зоркі ўсіх сузор’яў.
КНІГІ ОНЛАЙН
