Transcript Звичайні зорі

Ще в давній Греції видатні мислителі та
філософи античного світу прагнули сягнути
розуміння природи зір — далеких сонць, які
видно на зоряному небі. Відповіді на питання,
що цікавлять людину не одне тисячоліття,
намагається знайти сучасна астрономія, яка
досліджує природу зір та фізику процесів, що
відбуваються в них. За температурою та
світністю зорі поділяють на зорі головної
послідовності (куди належить і Сонце), червоні
карлики, блакитні гіганти, надгіганти,
субкарлики тощо.
Порівняльні розміри зір
За своїми розмірами та масами, так само, як і за
світністю, зорі істотно відрізняються між собою. Є зорі,
радіуси яких у десятки і сотні разів менші радіуса Сонця.
Радіуси нейтронних зір становлять лише 10-30 км.
Порівняльні розміри зір
Так само, як існують зорі, розміри та маси яких
значно менші у порівнянні з сонячними, є зорі
гіганти та надгіганти.
Модель червоного гіганта
Червоні гіганти мають дуже неоднорідну структуру. З
вигоранням водню в центрі зорі зона
енерговиділення зміщується на переферію.
Утворюється тонкий шар (зона енерговиділення), де
відбувається воднева реакція. У внутрішній частині
("гелієве ядро") реакції не відбуваються через
відсутність водню. У зовнішній потужній
конвективній зоні водень є, але реакції не
відбуваються через низьку температуру.
O, B, A — гарячі (ранні класи) зорі; F, G — сонячні класи; K, M
— холодні (пізні класи) зорі.
На початку XX століття датський
астроном Е. Герцшпрунг та
американський астрофізик Г.Рессел
незалежно один від одного
проводили дослідження світності та
спектрів зір. Виявлену вченими
закономірність зручно подати на
діаграмі “спектр – світність”.
Діаграма Гецшпрунга - Рессела
На сучасній діаграмі виділяють такі
послідовності:
Надгіганти;
Головна послідовність;
Гіганти;
Білі карлики;
Субкарлики.
Подвійні зорі
Пари зір, відстані між якими сумірні з їхніми розмірами, називаються
тісними подвійними системами. За тісного розташування зір
частинки газу починають належати не окремому компоненту, а
системі в цілому. Починається процес обміну речовиною між зорями.
Подвійна зоря — система з двох гравітаційно пов'язані зір, які
звертаються навколо спільного центру мас по екліптичних орбітах. Інколи
трапляються системи із трьох і більше зірок; у тому загальному разі
система називається кратною зіркою.
Види подвійних зірок та їх
спостереження
Візуально-подвійні зорі
Затемнювано-подвійні зорі
Спектрально-подвійні зорі
Оптично подвійні зорі
Візуально-подвійні зорі
Подвійні зорі, які можна побачити
окремо, називають видимими подвійними
чи візуально-подвійними. Для цих зірок
вдається визначити зміну з часом
позиційного кута й оцінити період
обертання. Такою зіркою є Сіріус, що
складається з компонентів A і B, що легко
розрізняються в звичайний телескоп.
Компоненти більшості подвійних систем
занадто близькі одна до одної або ж
занадто віддалені від Сонячної системи,
через що їх неможливо розрізнити навіть за
допомогою найпотужніших телескопів. В
цьому випадку їхню подвійність можливо
виявити за деякими іншими ознаками:
Затемнювано-подвійні зорі
Спостерігаються
завдяки
коливаннями блиску, створеними
періодичними
затьмареннями
однієї зірки іншою, це відбувається в
тих рідкісних випадках, коли Земля
перебуває в одній площині із
орбітами зірок. Внаслідок чого
відбувається
періодичне
поперемінне затемнення одним
компонентом іншого та навпаки.
Відповідно спостерігається два
зниження
яскравості
протягом
одного циклу. Менше зниження,
коли яскравіша зоря закриває від
нас більш тьмяну і сильніше падіння
видимої зоряної величини, коли
відбувається навпаки.
Зорі, видима величина яких ритмічно змінюється внаслідок
затемнення одного компонента іншим, називаються
затемнювано-подвійними або
Зорі, подвійність яких можна встановити тільки за допомогою
спектральних спостережень, називаються спектрально-подвійними. У
спектрах таких зір спостерігається періодичне роздвоєння
спектральних ліній відносно середнього положення.
Спектрально-подвійні зорі
Спостерігаються
завдяки
періодичним
зсувам спектральних ліній.
Якщо подвійна зірка
має достатньо значний
власний рух, то можна
спостерігати
періодичні
відхилення траєкторії руху
головного компоненту на
небесній сфері від прямої
лінії.
Оптично подвійні зорі
Іноді буває, що дві
фізично не пов'язані між
собою
зірки
випадково
проектуються на дуже близькі
одна до одної точки небесної
сфери. Такі зірки називаються
оптично подвійними — на
противагу
«істинним»,
фізично
подвійним.
Класичним прикладом таких
зірок є Міцар і Алькор у
сузір'ї(Великої Медведиці).
Гравітаційна взаємодія між
компонентами
Подвійні зорі утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві
зорі подвійної системи обертаються по еліптичних орбітах навколо
деякою точки, що лежить з-поміж них і називається центром
гравітації цих зір. Якщо відстань між партнерами дуже велика,
орбітальний період може вимірюватися роками, інколи ж цілим
століттям чи більше. Для тісних систем їх орбітальний період може
становити лише кілька годин. Що стосується, обертання досить
масивних зірок навколо загального центру ваги на близькій
відстані один від одного, стають помітними релятивістські ефекти,
такі як усунення періастра і зменшення орбітального періоду за
рахунок випромінювання системою гравітаційних хвиль (останнє
призводить до того, що наприкінці дві зірки зіштовхуються).
Компоненти подвійних зір
Є різні подвійні зірки: бувають дві схожі зорі у парі, а є різні
(зазвичай, це червоний гігант та білий карлик). Але, незалежно від своїх
типу, ці зорі найкраще піддаються вивченню: аналізуючи їхню взаємодію,
вченим вдається з'ясувати майже всі параметри, включаючи масу, форму
орбіт і навіть характеристики близько розташованих до них зір. Зазвичай,
ці зорі мають дещо витягнуту форму внаслідок взаємного тяжіння.
Приблизно половина всіх зір нашої Галактики належить до подвійних
систем, отже подвійні зірки, які працюють по орбітам одна навколо іншої,
явище дуже поширене.
Компоненти подвійних зір
Приналежність до подвійної системи дуже впливає все життя зорі,
особливо коли напарники перебувають близько один до одного.
Протягом свого існування зірка змінює свої розміри. І якщо дві зорі
перебувають поруч, то одна з них заповнивши свою сферу Роша почне
втрачати свою речовину. Потоки речовини, що рухаються від однієї зорі
до іншої призводять до вибухів, таких як вибухи нових і наднових зір і по
суті є міжзоряним вітром.
Можливість існування планет в системах подвійних і потрійних зір
довгий час вважалася вкрай малоймовірною. Проте в 90-х роках подібні
об'єкти почали відкривати масово. Найбільша кількість відомих планет
навколо однієї з подвійних зірок — 5 планет, 55 Рак A.
Деякі подвійні зорі
Деякі повійні зорі
Змінні зорі
1. Зорі, які змінюють свою світність та
яскравість з часом.
2. Чисельність – кілька десятків тисяч у
нашій Галактиці та десятки тисяч в інших.
3. Причина їх зміни – процеси, що
відбуваються у надрах. Поповнення та
виділення енергії, що відповідає їх
стисненню та розширенню.
Фізичні змінні зорі
• Зорі, зміна блиску яких зумовлена
процесами, що відбуваються у їх надрах,
називають фізичними змінними зорями.
• Фізичні змінні зорі поділяють на
пульсуючі та спалахуючі зорі.
У 1596 р. німецький астроном Д. Фабріциус у
сузір’ ї Кита відкрив нову зорю 2m . Деякий час
він за нею слідкував, а потім вона зникла. Та
несподівано 1609 р. Зоря з’явилася на небі
знову. Так було відкрито першу змінну зорю,
яка дуже сильно змінювала свій блиск: то
ставала невидимою для ока, то спалахувала
знову. У зоряні атласи вона потрапила під
назвою Міра (з лат. - “дивовижна” ).
Ця зоря належить до сімейства ф і з и ч н и
х
з м і н н и х з і р , зміна блиску яких зумовлена
процесами , що відбуваються у їхніх надрах.
Зараз достовірно виявлено кілька
десятків тисяч фізичних змінних зір у
нашій Галактиці й десятки тисяч в
інших галактиках. Їхня кількість
постійно зростає завдяки
спостереженням з телескопами,
винесеними в космос.
Фізичні змінні зорі поділяють на дві
основні групи: пульсуючі та спалахуючі
змінні зорі. Окремим випадком
спалахуючих зміннтх зір є нові та
наднові зорі.
Зміна блиску зумовлена процесами,
що відбуваються у їх надрах
Спалахуючі зорі
Пульсуючі зорі
Нові зорі
Наднові зорі
Цефеїди
ЦЕФЕЇДИ
Зорі, які відзначаються
ритмічним коливанням блиску
( з певним періодом) та
зміною фізичних розмірів
Причина пульсації цефеїд
1. Періодичне підсилення ядерних
реакцій у надрах зорі
2. Здатність протяжних розріджених
оболонок нагромаджувати енергію
Пульсація розширення і стискування зорі.
Стискається – розігрівається
Розширяється - охолоджується
НОВІ ЗОРІ
1.Блиск раптово зростає в 1000 а
то й в 1000000 разів
2.Виділяється енергія, яку Сонце
випромінює за 100000 років
Нова зоря
Нова - це подвійна зоря, одним компонентом
якої є білий карлик, а другим - або зірка типу Сонця,
або червоний гігант. Коли другий компонент такої
подвійної зорі в ході своєї еволюції розширюється,
то частина його речовини перетікає на білий карлик.
При цьому на поверхні білого карлика утворюються
такі температура і тиск, що ядерна реакція набуває
вибухового характеру, чим і пояснюється різке
збільшення блиску зорі.
Також, окрім нових, відомі повторні нові зорі, на
яких спалахи мають дещо меншу потужність і
можуть повторюватися через кілька десятків років.
Які зорі називають новими?
Щороку в Галактиці спалахує 25-30 (по деяких
оцінках, навіть більше 200) нових зір, але ми
можемо спостерігати лише декілька з них (2-3). Для
нових характерне надзвичайно швидке зростання
блиску в тисячі і навіть мільйони разів (в середньому
на 12 зоряних величин, тобто в 60 тисяч разів),
протягом декількох діб і подальше повільне
повернення до початкового стану протягом
декількох місяців або років (спочатку зменшення
блиску зорі швидше, а потім воно сповільнюється).
Більшим від спалаху нової може бути лише спалах
наднової зорі.
ЧОМУ СПАЛАХУЮТЬ?
Внаслідок обміну
речовиною між
зорями в тісних
подвійних системах
ОБОВ’ЯЗКОВА УМОВА
ВИНИКНЕННЯ НОВОЇ ЗОРІ
Одна із зір повинна бути
білим карликом, який
має високу щільність
речовини
Схема утворення нової зорі
Перетікання речовини
однієї зорі на іншу
Утворення
аккреційного диску
Збільшення маси і
температури білого карлика
Стрімкий початок
термоядерної реакції
Скидання оболонки в навколишній простір
НАДНОВІ ЗОРІ
Блиск у максимумі стає
порівнянним з яскравістю
всієї зоряної системи
•
Спалах н а д н о в о ї зорі (позначається SN) –
явище незрівнянно більшого масштабу , ніж спалах
нової. Адже її блиск під час спалаху збільшується на
десятки зоряних величин упродовж кількох діб.
Поява наднової в нашій галактиці демонструє всю
грандіозність цього явища, адже її блиск у
максимумі стає порівнянним з яскравістю всієї
зоряної системи, де вона спалахнула, а то й
перевершує її. Так, наднова 1885 р. у галактиці M31 лише в 4 рази поступалася світловим потоком
материнській галактиці. А наднова у галактиці
NGC5253 приблизно у 13 разів перевищувала
загальну її світність. Назву для таких зір ”наднова” - запропонували американські
астрономи Ф. Цвіккі та У. Бааде(1934 р.).
У максимумі блиску світність наднових
перевищує сонячну у мільярди разів. Загальна
кількість енергії, яку зоря висвічує під час
спалаху , порядку -10 44 Дж.
Під час вибуху наднова скидає свою оболонку,
яка далі розширюється зі швидкістю від 5000
до 20 000 км/с і через деякий час
спостерігається у вигляді туманності
специфічної форми.
Найвизначнішою серед них є знаменита
Крабоподібна туманність у сузір’ ї Тельця.
Вона розширюється зі швидкістю біля 1 200
км/с і є одним із найпотужніших джерел
радіовипромінювання у нашій Галактиці.
Сучасні розміри туманності такі, що
її розширення могло розпочатись не
раніше як 900 років тому , тобто
якраз тоді , коли спалахнула Наднова
1054 р., явище якої зафіксовано в
китайських хроніках.
У нашій Галактиці за останні 1000
років достовірно спостерігались три
наднові зорі:1054 р. - в Тельці, 1572
р. – в Кассіопеї, 1604 р. – в Змієносці.
Можливо також , що надновою була
зоря 1006 р. в сузір’ ї Вовка. Загалом у
Галактиці виявлено (в основному
радіоастрономічними методами)
ОСОБЛИВІСТЬ НАДНОВОЇ
ЗОРІ
Оболонка зорі
розширюється і
спостерігається у вигляді
туманності
•
В наш час відбувається інтенсивне відкриття
наднових в інших галактиках(велику роль у
цьому відіграють аматорські спостереження). У
видимій частині нашої Галактики явище наднової
трапляється один раз на 200-300 років.
Наднові зорі
Наднові
зорі
ПУЛЬСАРИ
Пульсуючі джерела
радіовипромінювання з періодом
більше секунди, які мають
розміри в декілька десятків
кілометрів
Знаходяться в залишках наднових
зір
Пульсари
• Джоселін Белл і Ентоні Х'юїш у 1967 відкрили пульсюючі
джерела радіовипромінювання або просто пульсари.
• Космічне джерело електромагнітного випромінювання,
що реєструється на Землі у вигляді імпульсів - сплесків,
які періодично повторюються.
• Джерелом імпульсів вважається зоря з сильним
магнітним полем, яка обертається і має
вузькоспрямоване випромінювання.
Пульсари
•
Багато пульсарів спостерігається в залишках спалахів наднових зір
•
Згідно з сучасними теоріями, пульсари – це об’єкти, які виникають на
заключних етапах еволюції зір
Еволюція зірок
1. Утворюються у газо-пилових хмарах
2. Виникають гігантські згустки речовини
внаслідок гравітаційного притягання
3. Маса згустка дорівнює кільком масам Сонця
4. Ядро розігрівається до десятка мільйонів
градусів внаслідок подальшого стискання
5. Виникає термоядерна реакція
6. Процес народження зорі може тривати до
мільйона років
7. Через мільярди років їх верхні шари
розширюються і відриваються від зорі
8. Утворюється білий карлик, який з часом
згасає
9.Вибухають через певний час, утворюючи :
Нейтронну зорю
Чорну діру
Нейтронна зоря
Мають розміри у десятки кілометрів,
дуже швидко (соті чи навіть тисячні
частки секунди) обертаються навколо
осі, а їхні магнітні поля найпотужніші у
світі зір.
Модель
нейтронної
зорі
Чорна діра
Зоря, що має дуже велику
силу тяжіння, а тому не
випромінює світло і її можна
спостерігати лише за
гравітаційним впливом на
інші небесні тіла.
Чорні діри можна спостерігати лише опосередковано,
наприклад, у разі проходження звичайної зорі на
близькій відстані від чорної діри можливий варіант
знищення такої зорі
Астрономи
спостерігали
вибухи
наднових зірок і
и виявили на їх
місці об’єкти,
які являються
чорними дірами
Чорні діри неможливо
побачити, але про їх
присутність можна
говорити по дії їх
гравітаційного поля на
найближчі об’єкти.
Система зоря – чорна діра знаходиться приблизно на відстані
10,000 світлових років в межах нашої Галактики.
Дуже
небезпечно