Юрій Васильович Крупа до урок



Сторінка4/5
Дата конвертації13.03.2018
Розмір1.28 Mb.
ТипУрок
1   2   3   4   5
ТЕМА 5. СОНЦЕ — НАЙБЛИЖЧА ЗОРЯ

Зоря Сонце — центральне тіло Сонячної системи. Маса Сонця , що у 333 тис. разів більше за масу Землі. Радіус Сонця перевищує земний у 109 разів і становить =6,96-108 м. Середня густина сонячної речовини 1408 , проте у зовнішніх шарах зорі густина в мільйони разів менша, а в центрі - у сотні разів більша (152 ). Сонце випромінює енергію в усьому діапазоні довжин електромагнітних хвиль: від γ-випромінювання до радіохвиль. Світність (тобто потужність випромінювання) Сонця = 3,85·1026 Вт. Щоб краще уявити цю величину, зауважимо, що при сучасному розвитку електроенергетики людство лише за 10 млн років змогло б виробити таку кількість електроенергії, яка дорівнювала б енергії, що її випромінює Сонце за 1с.

Хімічний склад Сонця встановили, досліджуючи його випромінювання. Сонячна поверхня, маючи температуру приблизно 6000 К, дає неперервний спектр електромагнітних хвиль. Частина світла поглинається нижніми шарами розрідженої газової оболонки Сонця (хромосферою). У 1814 році німецький фізик Й. Фраунгофер (1787-1826) описав понад 570 ліній поглинання хімічних елементів. Вони є важливим джерелом інформації про склад зорі, адже кожному хімічному елементу відповідає цілком певний набір довжин електромагнітних хвиль, які він поглинає та випромінює. Виявивши у спектрі Сонця чи іншої зорі лінію, притаманну, наприклад кальцію, можна стверджувати, що там є ця речовина. До речі, під час повного сонячного затемнення, коли зникає створений поверхнею Сонця неперервний спектр, темні фраунгоферові лінії поглинання змінюються яскравими лініями випромінювання гарячого газу хромосфери. Зараз відомо понад 10 тис фраунгоферових ліній, які відповідають 72 хімічним елементам. Встановлено, що в даний час 70% маси Сонця складає водень, 28% — гелій, а 2% припадає на важчі елементи.

Звичайно, нема можливості зазирнути всередину Сонця, тому уявлення і про його будову можна сформувати на основі теоретичного аналізу, використовуючи фізичні закони і такі характеристики, як маса, радіус, світність. Залежно від температури та процесів, що відбуваються, у Сонці умовно виділяють ядро, зону променистої рівноваги, конвективну зону та атмосферу.





Рис. Будова Сонця
Кожна зоря випромінює енергію, отриману при гравітаційному стиску та при термоядерних реакціях. Перший спосіб характерний для ранніх етапів еволюції зорі. Сонце давно сформувалось і перебуває у стані гравітаційної рівноваги, тобто сила гравітаційного стискання зрівноважується силою газового тиску.

Тому для нашої зорі основним джерелом енергії є термоядерні реакції Ядро - центральна область Сонця, в якій за надвисокого тиску та температури 15 млн К вони відбуваються. Є два цикли протікання таких реакцій: протон-протонний та вуглецево-азотний. В умовах Сонця основною є реакція протон-протонного циклу, за якої з чотирьох протонів (ядер водню) утворюється одне ядро гелію і виділяється енергія. Розрахунки свідчать, що з водню масою 1 кг утворюється 0,99 кг гелію і випромінюється близько 9·1014 Дж енергії. Вчені вважають, що запасів водню, який є у сонячному ядрі, вистачить на 10 млрд років. Реакція вуглецево-азотного циклу є неістотною для Сонця, бо відбувається за температур, вищих ніж 15 млн К, тобто у надрах масивніших, більш гарячих зір. Із віддаленням від центра Сонця температура поступово зменшується і нарешті стає недостатньою для протікання термоядерних реакцій. Так визначають межі ядра. Його радіус становить близько третини радіуса Сонця. В ядрі зосереджена приблизно половина маси Сонця.

Енергія, яка виділяється в сонячному ядрі, переноситься назовні двома способами: променевим та конвективним. Променеве перенесення енергії відбувається в самому ядрі й далі, в зоні променистої рівноваги. При термоядерних реакціях виникають γ-кванти, які одразу ж поглинаються атомами оточуючої речовини. Збуджені атоми у свою чергу випромінюють γ-кванти, які рухаються в іншому напрямі. Далі процес повторюється. Випромінювання рухається назовні не по прямій, на що пішло б кілька секунд, а по ламаній, витрачаючи приблизно 10 млн років. До того ж, на своєму довгому шляху випромінювання зазнає значних змін. Атом, поглинувши високоенергійний γ-квант, як правило, випромінює кілька квантів зі меншими енергіями. Таким чином, жорстке γ-випромінювання, що є результатом термоядерних реакцій у ядрі Сонця, зазнавши багаторазового перевипромінювання виходить на поверхню переважно у формі видимого світла.

Над зоною променистої рівноваги розташована конвективна зона. Температура у ній швидко зменшується з віддаленням від центра Сонця, а енергія з глибини вгору переноситься в основному за допомогою конвекції, хоча променеве перенесення теж має місце.

Зовнішні шари Сонця називаються атмосферою. У ній утворюються всі види випромінювання, які випромінює зоря. Найглибший і найщільніший шар атмосфери - фотосфера - завтовшки близько 300 км. Температура фотосфери збільшується з глибиною і в середньому дорівнює 6000 К. Майже посередині фотосфери проходить умовний рівень із певними оптичними властивостями, який називають поверхнею Сонця. Іноді, зважаючи на те, що товщина фотосфери мізерна порівняно з розмірами Сонця, його поверхнею вважають саму фотосферу. Слід розуміти, що Сонце - розжарена газова куля, і його умовна поверхня не схожа на тверду поверхню Землі.

Фотосфера має зернисту структуру, яку називають грануляцією (від латинського granulum - зернятко). На фотографіях світлі гранули схожі на рисові зернятка, розділені темними проміжками. Одночасно у фотосфері є близько 3 млн гранул. Середній діаметр гранули 700 км й існує вона до 10 хв. Грануляція постійно змінюється. Одні гранули зникають, інші з'являються на їхньому місці. Картина грануляції схожа на ту, що спостерігаємо на поверхні окропу. Конвективні потоки зі швидкістю 1 км/с піднімають із надр фотосфери гарячу плазму, і місця, де вона виходить на поверхню, є світлішими. Темні проміжки - місця, де опускається вниз охолоджена плазма.

Шар атмосфери, розташований над фотосферою, називається хромосферою (від грецького chroma - колір). Товщина сонячної хромосфери понад 12000 км, а температура зростає з висотою від 4500 К до 100000 К. Під час повних затемнень Сонця хромосферу видно у вигляді тонкого рожево-червоного кільця, яке облямовує диск Місяця. Хромосфера пронизана величезною кількістю спікул (від латинського spiculum - вістря, кінчик) - тонких колоноподібних утворень із відносно холодної речовини, оточених значно гарячішаю плазмою. Одночасно є близько 30000 спікул, кожна з яких існує 2-5 хв. Висота спікули може досягати 10 тис. км. Речовина спікули, піднімаючись зі швидкістю до 20 км/с, потрапляє із хромосфери в сонячну корону.

Зовнішній дуже розріджений шар атмосфери Сонця називається короною. Вона простягається на величезну відстань – понад 10, а температура в ній підвищується до 2·106 К. Яскравість сонячної корони приблизно така ж, як і Місяця в повні, тому побачити її на фоні яскравої фотосфери неможливо. Лише під час повних сонячних затемнень або за допомогою спеціального приладу - коронографа - вдається спостерігати за короною. Сонячна корона перебуває в стані динамічної рівноваги. Вона постійно поповнюється речовиною із хромосфери, і одночасно з неї в міжпланетний простір витікає неперервний потік частинок (протонів, електронів, α-частинок, іонів), який називають сонячним вітром.

У внутрішніх шарах корони виникають величезні потоки плазми аркоподібної чи фонтаноподібної форми — протуберанці (від латинського protubero - здуватись). Деякі з них місяцями висять над хромосферою, повільно змінюючись і поступово зникаючи. їх називають спокійними. По-іншому розвиваються еруптивні протуберанці. Раптово зі швидкістю до 700 км/с речовина такого протуберанця піднімається вгору на сотні тисяч кілометрів і так само швидко падає вниз. Спостерігались еруптивні протуберанці заввишки понад 1,5·106 км. Температура речовини протуберанця в сотні разів менша за температуру навколишньої плазми, а густина в стільки ж більша. Форма, розміри та розвиток протуберанців визначається магнітним полем.

У телескоп чи на фотографіях Сонця можна побачити темні плями, які виникають у фотосфері. Коли ж світило низько над горизонтом, то крізь імлу на сонячному диску неозброєним оком іноді можна помітити темні плями. Згадки про такі спостереження є в літописах та історичних хроніках багатьох народів. У Західній Європі сонячні плями уперше були виявлені при телескопічних спостереженнях Сонця Г. Галілеєм у грудні 1610 р. У той час помилково вважали, що сонячні плями — це вершини сонячних гір, які проглядають поміж хмар. За рухом сонячних плям встановлено не тільки обертання Сонця навколо осі, але й зональний характер цього обертання. Сонце обертається в тому ж напрямі, що й планети навколо нього. Площина екватора утворює із площиною екліптики кут 7°15'. Сидеричний період обертання точок на екваторі Сонця дорівнює 25 діб, а біля полюсів – 30 діб.

Сонячні плями, якщо їх розглядати детальніше, не є однорідними. Центральна темніша частина - тінь, або ядро, - оточена півтінню. Розміри плям різноманітні і можуть сягати 200000 км. На фоні яскравої фотосфери плями виглядають чорними, але їхній справжній колір — червонуватий. Особливістю темних плям є наявність у них сильного магнітного поля з індуктивністю до 0,5 Тл (у середньому в фотосфері індукція магнітного поля 0,0001-0,001 Тл). Магнітне поле перешкоджає рухові плазми, сповільнює конвекцію і у такий спосіб послаблює доступ енергії з надр Сонця. Тому температура у плямах на 1000-1500 К нижча ніж у фотосфері. Зазвичай плями з'являються групами. У групах вирізняються дві найбільші плями — ведуча та хвостова, які мають протилежну полярність магнітного поля. Сонячні плями — нестійкі утворення. Їхня форма та кількість постійно змінюється. Найчастіше плями виникають в екваторіальній зоні Сонця.

Поряд із плямами у фотосфері часто видно факели - світлі утворення, що мають складну волокнисту структуру. їхня яскравість трохи переважає яскравість фотосфери, а температура лише на 200-300 К вища. Деякі факели існують тижнями.

Сукупність явищ на поверхні Сонця, зумовлених процесами в його надрах, називають сонячною активністю. її проявами є плями, факели, протуберанці, спалахи. Що більше цих утворів, то вищою є активність Сонця. Спостереження свідчать, що з часом сонячна активність змінюється.

Одним із найважливіших її проявів є спалахи - різкі збільшення яскравості незначних ділянок хромосфери над групами сонячних плям. Тривалість спалахів різноманітна і залежить від потужності. Невеликі спалахи тривають кілька хвилин. У роки максимуму сонячної активності трапляються грандіозні спалахи тривалістю до 7 год. При цьому вивільняється значна кількість енергії — до 1025 Дж — і в міжпланетний простір зі швидкістю 30000 км/с викидаються мільярди тонн речовини. При сонячних спалахах частинки розганяються і речовина дуже нагрівається, тобто створюються сприятливі умови для протікання термоядерних реакцій синтезу. Свідченням цього є значна кількість ядер дейтерію та тритію, виявлених у потоках викинутої при спалаху сонячної речовини. Під час спалахів різко зростає інтенсивність рентгенівського, ультрафіолетового та радіовипромінювання.

Існує чимало зручних способів кількісно оцінити рівень сонячної активності. Найпростіший і найраніше запроваджений індекс сонячної активності — числа Вольфа (Р. Вольф (1816-1893) — швейцарський астроном):

W = 10·g+f, де g — кількість груп плям, f загальна кількість плям.

Наприклад, якщо плям нема, то W = 0; якщо є одна пляма (відповідно одна група), то W = 11; якщо є 4 групи, у яких загалом 15 плям, W=10·4+15=55.

У роки підвищеної активності Сонця значно збільшується кількість плям (числа Вольфа більші від 100), факелів та потужних протуберанців, часто відбуваються сильні спалахи. Виявляється, що загальна форма корони змінюється: в роки максимуму сонячної активності корона майже сферична, а в роки мінімуму вона сильно витягнута уздовж екватора.

У 1844 році Г. Швабе (1789-1875) виявив 11-річний цикл сонячної активності. Мріючи відкрити невідому внутрішню планету, він сподівався побачити її проходження по диску Сонця. (Яка це була б планетна конфігурація?) Для цього протягом 25 років ретельно фіксував появу і кількість сонячних плям. Планету Швабе, звичайно, не відкрив, зате виявив 11-річний період зміни кількості сонячних плям. Пізніше Р. Вольф, використовуючи дані телескопічних спостережень за Сонцем протягом тривалого часу, уточнив цю закономірність. У кожному циклі активність Сонця зростає близько 4 років, а потім 7 років затухає. Вчені ведуть умовну нумерацію циклів. Першим вважають той, що розпочався в 1755 р. З 1996 року триває 23-й цикл.

Коли сонячна активність досягає свого піку, щодоби може ставатися до 10 спалахів на Сонці. Вже через 8 хв 20 с після спалаху потужній потік жорсткого електромагнітного випромінювання сягає Землі, створюючи додаткову іонізацію повітря. Внаслідок цього погіршується короткохвильовий радіозв'язок. Згодом орбіти нашої планети досягають підсилені спалахом потоки сонячного вітру і значно деформують магнітосферу Землі. Виникають магнітні бурі - сильні раптові зміни характеристик геомагнітного поля. Під час магнітних бур з'являються полярні сяйва, виникають порушення телеграфно-телефонного зв'язку, погіршується сон та самопочуття людей, збільшується кількість інсультів та інфарктів. Сильні магніті бурі можуть навіть провокувати землетруси в сейсмічно активних районах Землі. Сонячна активність впливає на клімат, погоду, біосферу нашої планети. Помічено, що в роки максимуму активності світила швидше ростуть дерева, підвищується розмноження деяких комах (сарани), бурхливо поширюються епідемії та пандемії (це пов'язане як зі зростанням кількості хвороботворних бактерій та вірусів, так і з послабленням імунітету людей).

Щоб ефективніше розв'язувати проблеми, пов'язані з сонячно-земними зв'язками, у світі створена система неперервного стеження за станом Сонця -так звана служба Сонця. Усі великі обсерваторії, а також значна кількість спеціальних станцій беруть участь у цих спостереженнях. Основне завдання служби Сонця — реєстрація центрів сонячної активності та всіх сонячних спалахів.

Будову Сонця можливо детально розглянути на сайті :



http://www.phys.univ.kiev.ua/videolections/1103-budova-sontsya/
Питання для контролю
Варіант 1

  1. Яка планета має найбільші кільця і найбільший супутник?

а) Нептун; б) Сатурн; в) Земля; г) Марс.

  1. Яких хімічних елементів найбільше на Сонці?

а) Н та Не; б) N та О; в) Fe та Ni; г) Ag та Аu.

3. Що розташовано у центрі Землі?

а) Мантія; б) ядро; в) кора; г) атмосфера.


  1. Що таке протуберанець?

  2. Назвіть планети земної групи та вкажіть їхні основні характеристики. (2 бали)

  1. Поясніть причини зоряного дощу

  2. Напишіть, що вам відомо про астероїди.

8. Опишіть, як проявляється сонячна активність і як вона впливає на
біосферу Землі.
Варіант 2

1. На якій планеті є полярні шапки та найвища гора Сонячної системи —


Олімп?

а) Меркурій; б) Юпітер; в) Марс; г) Земля.

2. Яка температура поверхні Сонця?

а) 1000 К; б) 6000 К; в) 60 000 К; г) 15·106 К.

3. Зовнішній шар атмосфери Сонця називається ...
а) фотосферою; б) конвективною зоною;

в) короною; г) хромосферою.



  1. Що таке болід?

  2. Назвіть планети-гіганти та вкажіть їхні основні характеристики.

  1. Поясніть причини припливів та відпливів.

  2. Напишіть, що вам відомо про комети.

8. Опишіть схематично гіпотезу процесу утворення Сонячної системи.
ТЕМА 6. ЗОРІ. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

6.1 Відстань до зір. Звичайні зорі. Подвійні зорі
Зоря - самосвітній космічний об'єкт, у надрах якого відбувається або відбувались екзотермічні термоядерні реакції. Хоча на небосхилі зорі й мають вигляд маленьких блискучих цяточок, це такі ж велетенські тіла, як Сонце, але надзвичайно віддалені від Землі. Чи можна визначити відстані до зір, як це зробити? Для розв'язання цього завдання частково придатним є метод паралактичного зміщення.



Рис. Схема методу паралактичного зміщення
За півроку Земля опиняється в діаметрально протилежній точці своєї орбіти (точки Т1 та Т2), унаслідок чого положення зорі S на фоні інших віддалених зір трохи змінюється (точки S1 та S2). Якщо вдається зафіксувати цю зміну, то неважко знайти відстань до зорі.

Кут π, під яким із зорі видно радіус земної орбіти, перпендикулярний до напряму зорі, називається річним паралаксом.

Ще в епоху Коперника робилися спроби визначити паралакси зір, але через недосконалість приладів вони були безрезультатними. Виявляється, річні паралакси всіх зір менші за 1" . Надійно виміряти такі малі кути вдалося лише у першій половині XIX ст. У 1837 р. російський астроном В.Я. Струве (1793-1864) уперше визначив річний паралакс зорі Веги (α Ліри): π = 0,123".

Відстань від Землі до зорі: , де a0 = 1 a. о. = 150 млн км - радіус земної орбіти, π - річний паралакс зорі. Річні паралакси зір дуже малі, а для малих кутів справедливе співвідношення: sin π π (π - у радіанах). Паралакси зручно визначати в секундах (1 рад = 206265"), отже,

Наприклад, відстань до Веги r ≈ 1,68·106 а.о. Навіть виражена в астрономічних одиницях, ця віддаль дуже велика. Для вимірювання відстаней до зір в астрономії використовують відповідні одиниці довжини: парсек та світловий рік. 1 парсек (скорочено від паралакс і секунда) (1 пк) - відстань, з якої радіус земної орбіти видно під кутом 1".

1 пк = 206265 а.о. = 3,0856·106 м. Світловий рік (1 св.р.) - відстань, яку світло проходить у вакуумі за 1 рік. 1 св.р. = 9,5·1015 м = 63240 а.о. = 0,3066 пк. 1 пк = 3,26 св.р.

За допомогою наземної та орбітальної астрономічної апаратури визначено паралакси понад 100 000 зір. Проте метод річного паралаксу застосовний до зір, відстань до яких не перевищує 100 пк. Відстань до віддаленіших об'єктів встановлюється менш точно іншими способами.

Характеристикою блиску зорі є видима зоряна величина. Вона залежить, як від світності зорі, так і від відстані до неї. Дуже потужна зоря, але віддалена, тьмяніша, ніж порівняно близька зоря, яка випромінює не так інтенсивно. Якби вдалось вишикувати зорі на однаковій відстані від Землі, то тоді потужніші з них і були б яскравішими, а зоряна величина залежала б лише від світності.



Абсолютна зоряна величина (М) - зоряна величина, яку мала б зоря, перебуваючи від спостерігача на відстані 10 пк (32,6 св. p.).

Знаючи відстань до зір r та її видиму зоряну величину т, можна обчислити абсолютну зоряну величину:



М = т + 5 - lg r , де r - виражене в парсеках.

Світ зір надзвичайно різноманітний, навряд чи є у Всесвіті дві однакові. Вивчення цих об'єктів свідчить, що їхні світності можуть відрізнятися в десятки мільярдів разів. Абсолютні зоряні величини відповідно змінюються від М = -10 до М= +19. За світністю зорі поділяють на надгіганти, гіганти та карлики. Надгігантами є, наприклад, слабка на вигляд зоря ζ1 Скорпіона (m = 4,9; М = -9,4), яка випромінює в 480000 разів потужніше, ніж Сонце, зоря Бетельгейзе (α Оріона) (m = 0,42; М= -6,1), потужніша за наше світило в 21300 разів.

Світність Альдебарана та Арктура у 100 разів більша, ніж сонячна. Це - гіганти.

Сонце належить до карликових зір. Є зорі значно слабші, наприклад, найближча до нас Проксима Кентавра випромінює, енергії у 18000 разів менше, ніж Сонце. Карликових зір у природі значно більше, ніж гігантів та надгігантів. Із 40 найближчих до Землі зір лише три потужніші, ніж Сонце.

Розміри зір різноманітні. Надгіганти у тисячі разів більші за Сонце, а ді­аметри нейтронних зір дорівнюють кільком десяткам кілометрів. Наприклад, радіус зорі Бетельгейзе (R = 1000= 4,65 а. о.) майже дорівнює радіусу орбіти Юпітера (а = 5,2 а.о.). Світність зір залежить не тільки від розмірів, але й від нагрітості їхніх поверхонь. За незначним винятком, температура зір лежить у межах від 2500 К до 30000 К.

Із початку 80-х років XIX ст. фотографію активно використовують в астрономії, зокрема для фіксування спектрів зір. До 1886 року вчені Гарвардської обсерваторії (США) сфотографували спектри 10350 зір. Усі спектри зір є спектрами поглинання (суцільний фон посічений темними лініями). Оскільки зорі в основному складаються з водню, то лінії поглинання цього елемента є в усіх спектрах, але інтенсивність цих ліній різна. У спектрах одних зір найпомітніші лінії водню, в інших - лінії гелію, ще в інших є свої особливості. Вигляд ліній різноманітний - від дуже чітких до слабо виражених, від вузеньких до широких та розмитих. Спершу спектри класифікували так: до класу А потрапили ті, в яких найінтенсивнішими є лінії водню, до класу В - гелію і т.д. аж до класу О. Згодом, з'ясувавши, що колір і спектр зорі залежить від температури її поверхні, вчені переглянули спектральну класифікацію. Половину початкових класів ліквідували, а ті сім, що залишилися, розташували в порядку спадання температури зір, які належать цим класам. Ця класифікація зоряних спектрів називається Гарвардською і використовується дотепер: O-B-A-F-G-K-M

Класи О, В, А називають ранніми, або гарячими; F і G — сонячними; К, М - холодними, або пізніми. Усі спектральні класи, крім О, поділені на 10 підкласів (В0, В1,..., В9, А1, А2,..., А9). До спектрального класу О належать найгарячіші зорі Всесвіту, в їхніх спектрах значних відмінностей нема, тому цей клас має лише 5 підкласів -(O5, О6, O7, O8, O9). Найхарактерніші спектри належать до підкласів, позначених нулем. Що більший номер підкласу, то менше виражені в спектрі особливості даного класу. Наприклад, спектр А8 більше схожий на спектр F0, ніж на А0. Сонце належить до класу G2.

Від температури зорі залежить не тільки її спектр, а й колір. При різних нагрітостях поверхні максимуми випромінювання припадають на різні ділянки спектра. Тому холодніші зорі мають червоний колір, дуже нагріті — блакитні. Білою виглядає зоря, яка з однаковою інтенсивністю випромінює світло всіх довжин хвиль.

На початку XX ст. датський астроном Е. Герцшпрунг (1873-1967) та американський астрофізик Г. Рессел (1877-1957) незалежно один від одного проводили дослідження світності та спектрів зір. Виявлену вченим закономірність зручно подати на діаграмі «спектр — світність» (або діаграмі Герцшпрунга - Рессела). Якщо на вертикальній осі відкласти світність L (або абсолютну зоряну величину М), на горизонтальній — спектральний клас (або температуру Т), зорі зображати точками, то виявиться, що вони розташуються не хаотично, а утворюють певні лінії (смуги) чи послідовності.

Із часом діаграма неодноразово уточнювалася. На сучасній діаграмі Герцшпрунга — Рессела виділяють такі послідовності:



  • надгіганти (1);

  • головна послідовність (2) (близько 90% зір);

  • гіганти (3);

  • білі карлики (4) (близько 10% зір);

  • субкарлики (5).

Серед зір головної послідовності є: гарячі блакитні зорі з температурою поверхні 30000-50000 К і світністю в 10000 разів більшою за світність Сонця (наприклад, Спіка); яскраві білі зорі (Сиріус); жовті зорі (Сонце); червоні карлики, світність яких у тисячі разів менша від сонячної (Крюгер 60). Місце зорі на головній послідовності залежить від маси. Найважчі зорі — зорі класу О - мають масу в 30-40 разів більшу від сонячної, далі від класу до класу маса зір поступово зменшується. Червоні карлики в кілька разів легші за Сонце.

У верхній частині діаграми Герцшпрунга — Рессела розташовані надгіганти, світність яких більша від сонячної в сотні тисяч разів, а радіуси — у 100-1000 разів (наприклад, Бетельгейзе).

Зорі класів G, К, М, які мають світність в 100-1000 разів більшу ніж у Сонця, а за розмірами переважають його в десятки разів, утворюють послідовність гігантів (наприклад, Арктур).

На один надгігант у середньому припадає 1000 гігантів і 1 000 000 зір із головної послідовності.

Білі і жовті зорі з температурою від 6000 К до 15000 К і дуже низькою світністю утворюють послідовність білих карликів. Їхні розміри сумірні з розмірами Землі, а маси близькі до маси Сонця, тому середня густина цих зір дуже велика, іноді сягає 30 т/см3 .

У процесі еволюції зорі змінюють своє положення на діаграмі «спектр- світність». Більшу частину життя вони проводять на головній послідовності. Детальніше про це - на наступному уроці.

Використовуючи діаграму Герцшпрунга - Рессела, можна знаходити відстані до зір. Суть методу спектральних паралаксів полягає у тому, що за виглядом спектра зорі встановлюють її належність до однієї з послідовностей діаграми «спектр — світність». На діаграмі визначають абсолютну зоряну величину зорі (М). Знаючи зі спостережень видиму зоряну величину (m), обчислюють відстань до світила за формулою:

lgr = 0,2 (m–M)+1.

Цей спосіб високої точності не дає, проте дозволяє отримати наближені відстані до всіх зір, спектри яких відомі.

Згідно з розрахунками вчених, зорі головної послідовності мають відмінності внутрішньої будови. Якщо маса зорі не перевищує 1,2, то її будова схожа на будову Сонця: променисте ядро, зона променистої рівноваги і конвективна зона. Головним джерелом енергії таких зір є термоядерні реакції синтезу гелію протон-протонного циклу.

Якщо дві зорі видно поряд на небесній сфері, але насправді між ними величезні відстані і жодного зв'язку нема, то їх називають оптично-подвійними. Прикладом є пара Міцар та Алькор із сузір'я Великої Ведмедиці.

Фізичними подвійними називають системи двох зір, які об'єднані силами всесвітнього тяжіння і обертаються навколо спільного центра мас. Якщо подвійність можна помітити в телескоп, то такі зорі називають візуально подвійними. Навіть у невеликий телескоп видно, що зоря Міцар складається з двох дуже близьких зір, кутова відстань між якими 14" (див. рис. 6). Роздільна здатність ока 2–120", тому неозброєним оком виявити подвійність Міцара неможливо. Один із компонентів цієї зорі має видиму зоряну величину 2,4, інший 4, а око сприймає їх як одну зорю 2,2 видимої зоряної величини. Іноді компоненти фізичних подвійних зір мають різний колір.

Існують зорі, подвійність яких можна виявити лише при досліджені спектрограм. Компоненти розташовані близько і навіть у найпотужніший телескоп неможливо виявити бінарність таких об'єктів. Ці зорі називають спектрально-подвійними. До речі, згадана візуально подвійно зоря Міцар, насправді складається з чотирьох зір, адже кожен з її видимих у телескоп компонентів спектрально-подвійний із періодами обертання 20,5 діб та 361 доба.

Якщо площа обертання компонентів подвійної системи проходить через Землю, то її блиск періодично змінюється. Візуально нероздільні компоненти регулярно закривають один одного, що спричиняє періодичну зміну потоку випромінювання, яке надходить до нас (ефект підсилюється, якщо світність або колір компонентів суттєво відрізняється). Такі подвійні зорі називають затемнювано-подвійними.

Якщо відстані між зорями сумірні з їхніми розмірами, то кажуть, що вони утворюють тісну пару. При цьому форма компонентів такої подвійної зорі суттєво змінюється припливними силами. Трапляється, що компоненти тісної пари дотикаються між собою. У тісних парах між зорями можливий обмін речовиною.

Окрім фізичних зоряних пар, у природі існують потрійні, чотирикратні і т.д. зорі. Наприклад, зоря Кастор (α Близнюків) є системою з 6 зір. Якщо кількість компонентів перевищує 10, то такі об'єкти називають зоряними скупченнями. Вчені вважають, що у Всесвіті близько 30% зір - одинарні, 50% - подвійні, 20% - зір входять в системи кратності 3 і вище. Досліджуючи елементи орбіт кратних зір, їхні спектри, періоди обертання, вдалося визначити маси їхніх компонентів.

Сучасні дослідження кратних зір пов'язані з тим, що, як виявилось, їхніми компонентами є дуже цікаві об'єкти — нові, наднові, нейтронні зорі та чорні діри.
Задача. Обчислити абсолютну зоряну величину Сонця.
Дautoshape 2ано:

r = 1 а.о.

mautoshape 3 = -26,78

– ?
Відповідь.

Отже, з відстані 10 пк Сонце має вигляд слабкої зорі. Міріади таких зір розсіяні на небосхилі і серед них воно нічим не виділялося б.



6.2 Змінні зорі. Еволюція зір
Якщо протягом кількох вечорів спостерігати за зорею β Персея, то помітно, що її блиск змінюється. Цю властивість зорі виявили середньовічні арабські астрономи. Усі зорі світять рівномірно, а одна чомусь періодично підморгує, от її і назвали Ель-Гуль (диявол). Із часом назва перетворилася на Алголь. У 1784 році англійський астроном Дж. Гудрайк (1764-1786) виявив змінність зір β Ліри та β Цефея і встановив строгу періодичність змін блиску Алголя. З часом виявлено понад 30000 змінних зір. Усіх їх можна поділити на дві групи: затемнювано-змінні та фізичні змінні зорі.

Затемнювано-змінні зорі, наприклад, Алголь, — це ще одна назва затемнювано-подвійних. У процесі обертання компоненти періодично закривають один одного від спостерігача. Зміну видимої зоряної величини таких зір від часу зображають у вигляді графіка. Вигляд кривої залежить від розмірів, форми, маси, світності компонентів і відстані між ними. Поки затемнення нема, блиск майже незмін­ний (ділянки ВС та DE на графіку). Якщо головна зоря затемнюється менш яскравим супутником, блиск різко зменшується (ділянка АВ) — настає голо­вний мінімум. Якщо супутник заходить за головну зорю, то блиск змінюється мало (ділянка CD) — настає вторинний мінімум. Період змінності Алголя становить 2 доби 20 год 48 хв. До речі, алголями називають цілий клас змінних зір.

Фізичними змінними зорями називають зорі, причиною зміни світності яких є процеси в надрах. Прикладом є зоря Міра. У нашій Галактиці і за її межами виявлено десятки тисяч фізичних змінних зір. Усіх їх поділяють на дві групи: пульсуючі змінні зорі та спалахуючі змінні зорі.

Причиною зміни світності пульсуючих зір є їх стиски та розширення. При стиску зорі розміри її фотосфери зменшуються, а температура зростає. Відповідно підвищується світність та блиск. При розширені, навпаки; температура і блиск спадають. Пульсувати можуть лише гіганти та надгіганти.

Чергування розширень та стисків деяких зір відбуваються хаотично. Але багато змінних зір пульсують строго періодично зі значною точністю. Такі пульсуючі змінні зорі, блиск яких плавно і періодично змінюється, називаються цефеїдами. Назва походить від зорі δ Цефея — добре вивченої представниці цього класу зір. Із періодом 5 діб 8 год 47 хв її видима зоряна величина змінюється від 3,5 до 4,4. При цьому температура поверхні зорі коливається від

5500 К до 6700 К. Радіус зорі при пульсуванні змінюється від 3,5·107 км до 3,9·107 км.

Усі цефеїди є жовтими надгігантами спектральних класів р і С. Амплітуда зміни блиску різних цефеїд лежить у межах 0,5-2 зоряної величини. Найменшу амплітуду коливань світності має Полярна зоря — одна з найближчих цефеїд (із періодом 3 доби 16 год 5 хв її видима зоряна величина змінюється від 1,94 до 2,05).

За періодом змінності цефеїди поділяються на:



  • довгоперіодичні (період від 1 доби до 70 діб);

  • короткоперіодичні (період від 80 хв до 1 доби).

Дивовижною властивістю цефеїд є те, що між світністю та періодом існує зв'язок: що більший період зміни блиску цефеїди, то вища її світність. За відомим періодом можна визначити світність, а, отже, й абсолютну зоряну величину. Маючи видиму зоряну величину, знаходять відстань до зорі. Така властивість цефеїд робить їх маяками Всесвіту. Ці змінні зорі видно на значних відстанях, адже вони мають високу світність. Цефеїди спостерігають і в інших галактиках, визначаючи у такий спосіб відстань до цих галактик.

Крім цефеїд, існують довгоперіодичні змінні зорі з періодами від 80 до 1000 діб - міриди. Назву цій групі дала зоря Міра. Вона змінює свою світність у 1740 разів із періодом приблизно 332 доби. Видима зоряна величина при цьому коливається від 2 до 10,1.

До спалахуючих змінних належать кілька типів зір, зокрема молоді світила, які зазнають нерівномірного гравітаційного стискання і, відповідно, нерівномірно випромінюють (наприклад, зоря γ Тельця). Однак найцікавішими зі спалахуючих змінних зір є нові та наднові.

Новими називають зорі, світність яких раптово зростає в тисячі і навіть мільйони разів. За кілька днів блиск зорі відчутно збільшується, а потім протягом кількох років зменшується до нормальних значень. У середньому при спалаху нових зір виділяється 10 Дж енергії, а їхній блиск зростає на 12 зоряних величин. Яскрава нова зоря виявлена 23 серпня 1975 року в сузір'ї Лебедя. До спалаху її видима зоряна величина дорівнювала +21, а в максимумі спалаху +1,9, тобто за лічені дні її світність зросла у 40 млн років.

У спокійному стані нові зорі є доволі слабкими, тому вивчити їх можна лише за допомогою потужних телескопів. Наприклад, абсолютна зоряна величина нової в сузір'ї Лебедя до спалаху М= +11, а світність у 250 разів нижча від сонячної. Вчені з'ясували, що всі нові є подвійними системами. Білий карлик і звичайна зоря, трохи менша за Сонце, утворюють тісну пару. Через надзвичайну близькість компонентів виникає потік газу з поверхні звичайної зорі на поверхню білого карлика. Маса і температура утвореної оболонки білого карлика зростають і коли досягають критичного значення, розпочинається термоядерний вибух (в оболонці з водню синтезується гелій). При цьому білий карлик «скидає» із себе оболонку, яка зі значною швидкістю (до 1000 км/с) розлітається в простір. Після спалаху процес перетікання речовини на білий карлик відновлюється. Тому в середньому через 1000 років спалахи нової повторюються. Існують також нові зорі, які спалахують у тисячі разів слабше, проте значно частіше. Зараз відомо понад 200 нових, які спалахнули в нашій Галактиці, і приблизно 300 - із Галактики Туманність Андромеди.

Іноді в надрах деяких зір відбуваються вибухи такої неймовірної сили, що практично руйнують всю зорю. При цьому світила випромінюють, як мільярди Сонць. Йдеться про наднові зорі - спалахуючі зорі, світність яких приблизно за 10 діб зростає до значень 1034 Вт і вище. При спалаху наднової зорі її блиск зростає на 19 і більше зоряних величин. Невидима до того зоря стає такою яскравою, що її іноді можна побачити навіть у день. У 1054 році в сузір'ї Тельця спалахнула наднова зоря. У китайських літописах розповідається про те, що «зорю-гостю» було видно вдень протягом 23 діб. Зараз на місці наднової зорі 1054 року спостерігається газова Крабоподібна туманність, яка швидко розширюється. У центрі туманності виявлено інтенсивне джерело радіохвиль — пульсар. У листопаді 1572 року явище наднової в сузір'ї Кассіопеї спостерігав датський астроном Т. Браге. Учений відзначив, що зоря не поступається яскравістю Венері. Через 16 місяців наднова щезла. Г. Галілей та Й. Кеплер спостерігали наднову зорю, яка з'явилася в 1604 році у Змієносці. Спалахи наднових — рідкісне явище. У нашій Галактиці наднові вибухають приблизно раз на 200-300 років, тому переважно це спостерігають в інших галактиках. Блиск наднової сумірний із блиском усієї Галактики, а іноді й перевищує його. Повна енергія, яка вивільняється при спалаху наднової близька до тієї, яку Сонце випроменило за весь час свого існування (5 млрд років). Що ж відбувається із зорею, які причини цього вибуху?

Деякі зорі на кінцевих етапах еволюції зазнають значного гравітаційного стиску (колапсу). У зорі утворюється надщільне ядро і відносно менш густа оболонка. Якщо стиск різко припиняється, то зовнішні шари, рухаючись за інерцією, наштовхуються на ядро. При гальмуванні кінетична енергія падаючої плазми перетворюється в теплоту і температура на поверхні ядра підвищується до 7-8 млрд К. Ударна хвиля, відбившись від ядра, рухається в оболонці назовні і ще більше нагріває її. Речовина оболонки розжарюється до температур, за яких починаються термоядерні реакції з утворенням можливих хімічних елементів. Іноді ланцюгова реакція охоплює і ядро. Майже миттєво виділяється колосальна енергія, відбувається грандіозний вибух, який і руйнує зорю, зриваючи з неї зовнішні шари. Із залишків наднової формується маленька нейтронна зоря.

Потужність вибуху настільки велика, що плазма зруйнованої зорі розлітається в усі боки зі швидкістю близько 20000 км/с, створюючи сильні магнітні поля. Елементарні частинки, які гальмуються цими полями, є джерелами радіовипромінювання. Імовірно, виявлені в кількох місцях Молочного Шляху газові туманності, що розширюються та інтенсивно випромінюють радіохвилі, є залишками спалахів наднових зір.

У 1932 році радянський фізик Л. Д. Ландау (1908-1968) теоретично довів, що за певних умов під дією величезного тиску, спричиненого вагою зовнішніх шарів зорі, атоми в її надрах можуть руйнуватись. При цьому нуклони настільки зблизяться, що густина речовини сягне фантастичного значення 2·1017 кг/м3 . Протони, захопивши вільні електрони зруйнованих атомів, перетворяться в нейтрони і виникне надщільна нейтронна зоря дуже малих розмірів, яка швидко обертається. Наприклад, якби Сонце стало нейтронною зорею (чого не буде ніколи), то мало б радіус 14 км і оберталося б навколо своєї осі з періодом 0,001 с. Учені тривалий час не вірили в існування цих дивовижно щільних об'єктів.

У липні 1967 року студентка Кембріджського університету Дж. Белл, працюючи на надзвичайно чутливому радіотелескопі, виявила у сузір'ї Лисички дивовижне джерело радіохвиль. Його інтенсивність була строго періодична і повторювалась через 1,3373 с. Строга періодичність та малий період наштовхували на думку, що це «привіт» від іншої цивілізації. Але за півроку виявили ще три таких джерела названих пульсарами.

У центрі Крабоподібної туманності є пульсар із періодом 0,0331 с. У 1969 році його ототожнили зі слабкою зорею (т=16,5), яка змінює свій блиск із тим же періодом. Цей об'єкт і є залишком наднової зорі 1054 року.

Згідно з сучасними уявленнями, пульсари (від англійського pulse – імпульс) – це нейтронні зорі, які дуже швидко обертаються і мають сильне магнітне поле, вісь обертання якого не збігається з механічною віссю обертання. На поверхні пульсара є область, яка інтенсивно випромінює електромагнітні хвилі. При обертанні нейтронної зорі ця область регулярно повертається до спостерігача, який і фіксує імпульс випромінювання. Приблизно так працює проблисковий маячок карети швидкої допомоги.

Наприкінці XVIII століття видатний французький математик і астроном П. Лаплас (1749-1827) передбачив існування екзотичних об'єктів - чорних дір. Така назва пов'язана з тим, що з чорної діри назовні не може вирватися ні частинка, ні випромінювання.

Щоб покинути назавжди деяке небесне тіло, потрібно рухатися з другою космічною швидкістю:

де G - гравітаційна стала, R - радіус об'єкта, М - маса об'єкта.

Якщо друга космічна швидкість перевищує швидкість світла у вакуумі,

то, зрозуміло, що навіть випромінювання не «вирветься» з такого об'єкта.

Радіус небесного тіла, за якого воно перетворюється в чорну діру, називається

гравітаційним радіусом: де G - гравітаційна стала, М – маса об'єкта, с - швидкість світла у вакуумі.

Гравітаційний радіус для Сонця близько 2,95 км, а для Землі – близько 9 мм.

Сфера, яка описується гравітаційним радіусом, називається сферою Шварцшильда (К. Шварцшильд (1873-1916) — німецький астроном), або горизонтом подій.

Чорними дірами стають деякі зорі на завершальних етапах свого розвитку. Це означає, що у Всесвіті та й у нашій Галактиці чорних дір доволі багато. Але як знайти об'єкт, від якого жоден сигнал не може йти безпосередньо? Вчені вказують кілька способів виявлення чорних дір.

По-перше, чорна діра своїм гравітаційним полем суттєво змінює траєкторії близьких зір. Зафіксовані «безпідставні» відхилення в русі видимих об'єктів астрономи пояснюють існуванням «невидимої» причини - чорної діри. По-друге, ці об'єкти, наче пилососи, вбирають речовину. У середньому в Галактиці в кожному кубічному сантиметрі є один атом. Чорна діра притягує ці частинки, і вони, розганяючись, падають на неї. Міжзоряна речовина завжди має деяку швидкість, напрям якої не обов'язково збігається з напрямом на чорну діру. Тому, рухаючись за інерцією, під дією гравітації газ починає обертатися навколо чорної діри і поступово провалюється в неї. Приблизно так рухається легка кулька по плівці, прогнутій важкою кулею.

Навколо чорної діри утворюється так званий акреційний диск. Частинки диска сильно розганяються й інтенсивно випромінюють. Таким чином, речовина зникає в чорній дірі, залишаючи «на згадку» електромагнітні хвилі, які вона випромінювала до того. Якщо чорна діра і звичайна зоря утворюють тісну пару, то акреційний диск особливо потужний, адже поповнюється речовиною, що витікає зі звичайної зорі. Рентгенівське випромінювання такого диска дуже інтенсивне. Аналіз випромінювання багатьох рентгенівських джерел, що є компонентами тісних пар (а це можуть бути не тільки чорні діри але і нейтронні зорі), засвідчив, що чорною дірою є, імовірно, об'єкт у сузір'ї Лебедя (назвали Лебідь Х-1). Якщо це так, то маса цієї чорної діри 10, радіус 30 км, а основна частина випромінювання диска належить області радіусом 200 км.

Розділ астрономії, що вивчає походження об'єктів космосу, називається космогонією. Наукові основи космогонії закладені І. Ньютоном, який довів, що рівномірний розподіл речовини у просторі є нестійким і під дією власної гравітації утворюються ущільнення газу. Цю теорію у 1902 році розвинув англійський астрофізик Дж. Джине (1877-1946). Утворені з газопилового середовища Галактики згустки, які стискаються своїм гравітаційним полем, називаються протозорями. При зменшені об'єму температура протозорі зростає і вона інтенсивно випромінює в інфрачервоному діапазоні спектра. Тривалість цієї стадії залежить від маси — від сотень тисяч років (дня масивних протозір) до сотень мільйонів років (для протозір, легших за Сонце). Коли температура в надрах протозорі сягає кількох мільйонів кельвінів, розпочинаються термоядерні реакції синтезу гелію, виділяється величезна енергія, значно зростає тиск в надрах і стискання припиняється. Протозоря перетворюється у звичайну зорю і займає місце на головній послідовності діаграми Герцшпрунга - Рессела. Масивніші зорі випромінюють сильніше і належать до ранніх спектральних класів, а зорі малої маси, відповідно, розташовуються нижче від Сонця і належать до пізніх спектральних класів. Тривалість перебування зорі на головній послідовності залежить від запасів водню (термоядерного палива) у ядрі та інтенсивності його використання. Для зір типу Сонця цей процес триває приблизно 10 млрд років, а для зорі масою М (у масах Сонця): років.

Що легша зоря, то триваліший час вона перебуває на головній послідовності. Наприклад, блакитний гігант (М = 20) використовує свій запас енергії за 1,25 млн років, а червоний карлик (М=0,5) - за 80 млрд років,

Після вигоряння водню в надрах зорі утворюється гелієве ядро, а термоядерні реакції відбуваються в тонкому шарі на його межі. При цьому оболонка зорі розбухає. Енергія, яка поступає з надр тепер розподіляється на більшу площу і тому температура фотосфери падає. Зоря сходить з головної послідовності поступово перетворюючись в надгігант чи гігант.

Якщо маса зорі незначна, то її ядро не спроможне втримати роздуту оболонку і та поступово віддаляється, утворюючи планетарну туманність. Після остаточного розсіювання оболонки залишається лише гаряче ядро зорі - білий карлик. Ядерних джерел енергії в зорі нема і вона ще дуже довго світить, повільно охолоджуючись. Такий шлях розвитку буде в Сонця: через 6-7 млрд років пройшовши стадію червоного гіганта, воно стане білим карликом.

Еволюція масивних зір проходить бурхливіше. У кінці свого існування така зоря може вибухнути надновою, а її ядро, різко стиснувшись, стане нейтронною зорею або чорною дірою.

Скинута під час вибуху наднової, оболонка стає матеріалом для утворення зір наступного покоління. Під час розвитку зорі внаслідок ядерних реакцій у її надрах можуть утворюватись усі хімічні елементи таблиці Менделєєва до заліза включно. Важчі елементи синтезуються лише при вибуху наднових. Тому є всі підстави вважати, що Сонце — зоря другого покоління, у якій є домішки речовини, яка в свій час побувала в надрах зір першого покоління.



Тема 7. НАША ГАЛАКТИКА
Чумацький Шлях - світло-срібляста широка смуга, яка перетинає небесну сферу, проходячи, зокрема через сузір'я Близнюків, Тельця, Кассіопеї, Лебедя, Стрільця. Ще в 1609 році Г. Галілей за допомогою телескопа виявив, що Чумацький Шлях складається з колосальної кількості дуже слабких зір. Зусиллями багатьох астрономів, передусім Вільяма Гершеля, його сина Джона Гершеля, В.Я.Струве, встановлено, що зорі небесної сфери належать величезній зоряній системі — Галактиці (від грецького galakticos - молочний). Переважна більшість зір Галактики сконцентрована в Чумацькому Шляху. Наше Сонце разом із планетною системою теж входить до складу Галактики.

Уявна площина, яка проходить через середину Чумацького Шляху, називається галактичною площиною. Навіть побіжного погляду достатньо, щоб помітити, що з віддаленням від галактичної площини кількість зір на небесній сфері зменшується. Та й у самому Чумацькому Шляху світила розподілені нерівномірно. У сузір'ях Візничого та Персея яскравість Чумацького Шляху незначна, а в сузір'ї Стрільця він так насичений зорями, що вони утворюють гігантські зоряні хмари. Найбільша з них розташована на межі сузір'їв Стрільця та Скорпіона. Подібні спостереження наштовхують на кілька висновків. По-перше, Галактика дуже стиснута. По-друге, у сузір'ї Стрільця спостерігаємо надзвичайно збагачену зорями центральну область Галактики, а в напрямку на сузір'я Візничого і Персея — її периферію. Отже, якщо нам видно і те, й інше, то Сонце розташоване всередині зоряної системи (Галактики), далеко від її центра, але і не на межі.

На осінньому зоряному небі впадає в око тісна красива група зір у сузір'ї Тельця, схожа на блискучий маленький ківш. Називається вона Плеядами. Неозброєне око розрізняє в цій групі 7-8 зір, а на фотографіях з тривалою експозицією налічується близько 300 слабких зір. Таке об'єднання зір — Гіади — розташоване поруч з Альдебараном (α Тельця). Ці та аналогічні до них тісні зоряні групи неправильної форми називаються розсіяними зоряними скупченими. У кожному з них сотні або й тисячі зір, які мають спільне походження, об'єднанні силою всесвітнього тяжіння і разом рухаються у просторі. Діаметри розсіяних зоряних скупчень становлять 10-20 світових років. Більшість розсіяних скупчень складається тільки із зір головної послідовності, а це означає, що вік цих утворень не перевищує 10-100 млн років, тобто вони доволі «молоді». Зараз відомо близько 1200 розсіяних зоряних скупчень і майже усі вони розташовані у Чумацькому Шляху чи поблизу нього. Найближче до нас розсіяне зоряне скупчення - Гіади - віддалені всього на 46 пк.

Окрім розсіяних, спостерігаються і зоряні скупчення сферичної чи еліпсоїдної форми, які називають кулястими. Вони мають величезні розміри (до 300 св. років) і складаються із сотень тисяч зір. Значна кількість червоних гігантів у кулястих зоряних скупченнях свідчить про поважний вік цих утворень. Найстарші з них існують 13-15 млрд років. На відміну від розсіяних, кулясті зоряні скупчення сконцентровані біля центра Галактики. Зараз відомо близько 150 кулястих зоряних скупчень, і всі вони надзвичайно віддалені. М22 (читається «Месьє 22») у сузір'ї Стрільця — єдине кулясте зоряне скупчення, яке можна бачити неозброєним оком у вигляді туманної плямки (m = 5,1), розташованої на відстані 2800 пк.

У 1947 році радянський астрофізик В. А. Амбарцумян повідомив про відкриття нового виду зоряних утворень - зоряних асоціацій. Це наймолодші розсіяні зоряні скупчення, що складаються з дуже молодих зір. Молоді гарячі біло-голубі зорі (класів О та В) групуються в О-асоціації, а молоді зорі типу Т-Тельця — у Т-асоціації.

Згідно з астрофізичними даними, 98% маси усієї Галактики сконцентровано у зорях. Решта - 2% речовини припадає на газ і пил. Вони надзвичайно розріджені (1 частинка - на 10 см ) і розподілені нерівномірно у Галактиці. Уважно придивившись до Чумацького Шляху, можна побачити на його світлому фоні темні області з незначною кількістю світил. А від сузір'я Лебедя в напрямі на сузір'я Скорпіона Чумацький Шлях складається із двох гілок, розділених так званим Великим Провалом. Ця темна смуга - велетенське скупчення пилу, сконцентрованого поблизу галактичної площини. Газопилові хмари екранують світло зір, розташованих у них та за ними. Іноді з пилу і газу формуються туманності.

Величезні згущення пилу та газу, які мають неправильну форму, називаються дифузними туманностями. Їхня маса може сягати 10 000 . Густина туманностей дуже мала – 10-100 частинок в 1 см3, але, простягаючись на десятки й сотні парсек, вони стають непрозорими для світла далеких зір.

У дифузних газопилових туманностях виникають і формуються молоді зорі. Дифузні туманності можуть бути темними та світлими. Залежить це від того, є чи нема поблизу яскравої зорі. Наявність значної кількості темних газопилових туманностей у площині Молочного Шляху створює ефект Великого Провалу. Однією з найвідоміших темних дифузних туманностей є туманність Кінська Голова. Якщо в туманності або біля неї є яскрава зоря, то газ і пил відбивають та розсіюють її світло. Туманність при цьому виглядає світлою. Характерним представником таких об'єктів є туманність в Оріоні, розташована трохи нижче від «пояса Оріона». Для неозброєного ока вона виглядає слабенькою зеленуватою плямкою. Загалом відомо понад 150 світлих дифузних туманностей.

Газ туманностей, іонізуючись ультрафіолетом зорі, теж випромінює. Тому в спектрах туманностей, окрім ліній поглинання, є і окремі яскраві лінії випромінювання. За ними визначають хімічний склад туманностей.

Є світлі туманності правильної форми: волокнисті та планетарні. Вважається, що ці об'єкти формуються зі скинутих зорями оболонок на заключних етапах.

Волокнисті туманності (наприклад, Крабоподібна туманність у сузір'ї Тельця), очевидно, є залишками спалаху наднових зір. З оболонок червоних гігантів утворюються планетарні туманності. Вони мають сферичну форму, а в їх центрі розташована зоря білий карлик. На сьогодні відомо понад 1300 планетарних туманностей. Вони розширюються з неабиякою швидкістю (до 40 км/с) і за кілька десятків тисяч років повністю розсіюються у просторі. Отож, зорі нашої Галактики, сформувавшись із газу й пилу в дифузних туманностях, у кінці життя, скидаючи оболонку або вибухаючи, значну частину своєї речовини повертають у міжзоряний простір у вигляді газу волокнистих чи планетарних туманностей.

За сучасними уявленнями, наша Галактика має дві складових — плоску та сферичну.

Вони відрізняються не лише формою, а й, що головне, об'єктами, які їх утворюють.

Сферична підсистема - гало чи корона - складається з газу, дуже старих неяскравих зір, як правило, згрупованих у величезні кулясті скупчення. Об'єкти гало концентруються до центра Галактики, утворюючи балдж (з англійської bulge - опуклість). Радіус гало, згідно з даними Космічного телескопа ім. Габбла, дорівнює 300 000 св. р. Плоска підсистема - диск - складається переважно з газу, молодих зір та їхніх скупчень. Вік більшості об'єктів диска до 1 млрд років. Діаметр диска 100 000 св. p., а товщина центральної зони 10 000 св. р. кількість зір у диску сягає 400 млрд, а його маса 150 млрд .

У центрі Галактики розташоване ядро діаметром 4000 св. р. концентрація зір у ядрі дуже висока, ймовірно, у його центрі є дуже масивна чорна діра. Досліджують ядро Галактики в інфрачервоному діапазоні, бо випромінювання таких частот найменше послаблюється.

Наша Галактика має чітко виражену спіральну структуру. Доведено, що вона має дві спіралі. їхні гілки сприймаються нами у вигляді Чумацького Шляху. Швидкість обертання зір навколо центра Галактики різна. Із віддаленням від центра вона спочатку зростає, в околицях Сонця набуває найбільшого значення — 250 км/с, а далі повільно зменшується.

Однією із зір Галактики є Сонце. Воно перебуває на відстані близько 30000 св. р. від її центра. Сонце разом зі своєю планетною системою оберта­ється навколо центра Галактики зі швидкістю 250 км/с і робить повний оберт приблизно за 200 млн років. Цей час називають галактичним роком. Згідно зі спостереженням, наша зоря розташована між двома спіральними рукавами і ніколи не потрапляла в них. Таке розміщення у відносно спокійній частиш Галактики є надзвичайно важливою умовою виникнення та існування життя на Землі. Швидка еволюція зір, що відбувається у спіральних рукавах, супроводжується інтенсивним, смертоносним для всього живого випромінюванням. Наприклад, якби на відстані 10 пк від Сонця спалахнула наднова, то через 10 000 років туманність - залишок вибуху сягнула б Сонячної системи і на десятки тисяч років огорнула б її. Висока щільність космічних променів у залишках наднової спричинила б різке підвищення рівня радіації на поверхні Землі. Для багатьох видів живих організмів такі умови є згубними і призводять до швидкого вимирання. До речі, сліди таких катастроф на планеті є. Деякі вчені вважають, що раптове, дуже швидке вимирання динозаврів зумовлене «зоряною» причиною, адже за час існування Сонця (5 млрд років) поблизу (10-20 пк) спалахнуло близько десятка наднових зір.

ТЕМА 8. БУДОВА Й ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ
У безхмарну ніч у сузір'ї Андромеди неозброєним оком видно бліду невелику пляму — Туманність Андромеди. Інші подібні, але слабші об'єкти можна виявити за допомогою невеликого телескопа у сузір'ях Гончих Псів, Трикутника, Великої Ведмедиці, Лева тощо. Ще в кінці XVIII століття В. Гершель відкрив понад 2500 туманностей і виявив, що багато з них схожі на Туманність Андромеди. Вчений зробив сміливе припущення, що значна кількість виявлених ним об'єктів є самостійними величезними зоряними системами, схожими на нашу Галактику. Відстані до них колосальні, тому окре­мі зорі в них розрізнити неможливо, і вони виглядають туманними плямами. Так Гершель започаткував вивчення галактик — велетенських космічних систем, до яких входять об'єднані гравітацією зорі, їхні скупчення, газові та пилові хмари і міжзоряна речовина.

У 1923-1924 році американський астроном Е. Габбл (1889-1953), використовуючи фотографії, зроблені за допомогою телескопа-рефлектора обсерваторії Маунт-Вілсон, встановив, що спіральні гілки Туманності Андромеди складаються із зір, серед яких є цефеїди. Відстань до цих змінних зір виявилася величезною – близько 2 млн св. р. — тому вони не належать нашій Галактиці. Таким чином, було остаточно доведено, що Туманність Андромеди — галактика. У 1944 році на цьому ж телескопі В. Бааде (1893-1960) отримав фотографії, які допомогли встановити,, що центральне згущення цієї галактики теж складається із зір. Пізніше в галактиці Андромеди виявили розсіяні і кульові зоряні скупчення, групи гарячих гігантських зір, пилові та газові туманності — такі ж об'єкти, з яких складається і наша Галактика. Більша частина нашої Галактики схована пиловими хмарами, а Туманність Андромеди як «на долоні», тому, наприклад, нові зорі зручніше досліджувати саме в галактиці-сусідці. Зараз, крім галактики Туманність Андромеди, у Всесвіті виявлено десятки мільярдів інших аналогічних зоряних систем. Одні ближчі до нас, інші надзвичайно віддалені, одні величезні, інші порівняно малі. Світ галактик різноманітний.

Астрономи поділяють галактики за формою на три основні типи:


  • еліптичні;

  • спіральні;

  • неправильні.

Таку класифікацію запропонував у 1925 році Е. Габбл. Кожен тип галактик ділиться на кілька підтипів, або підкласів.

Еліптичні галактики характеризуються еліпсоїдною чи сферичною формою, їхньою спільною рисою є поступове зменшення яскравості з віддаленням від центра. Підтипи еліптичних галактик позначають буквою Е з числом п, яке визначається за

формулою: , де а та b - велика та мала півосі видимого еліпса галактики.

Так, еліптична галактика Е0 має сферичну форму, а Е7 - дуже сплюснута еліптична галактика.

Спіральні галактики мають центральне згущення (його ще називають ядром) і кілька спіральних рукавів. У звичайних спіральних галактик типу S рукави виходять безпосередньо з центрального згущення, а у спіральних галактик із перемичкою (тип SB) - від перемички (або бара), яка перетинає . ядро.

Проміжними між Е-галактиками та S-галактиками є лінзоподібні галактики типу SO. У них ядро сильно сплюснуте і схоже на двоопуклу лінзу, а гілки відсутні.

Неправильні галактики не мають ні ядра, ні-симетричної форми. Їх називають Ir (від англійського irregular - неправильний). Характерними представниками неправильних галактик є наші найближчі «сусіди» — галактики Велика Магелланова Хмара (ВМХ) та Мала Магелланова Хмара (ММХ). їх добре видно неозброєним оком у південній півкулі неба. Вперше європейці виявили їх у 1519 році під час навколосвітньої подорожі Ф.Магеллана.

Класифікацію галактик, запропоновану Габблом, часто називають камертонною, бо зображення послідовності типів галактик схоже на камертон.

Дослідження світу галактик свідчить, що 25% із них - еліптичні, 25% - типу S, 25% - типу SB, 20% - типу SO і 5% - неправильні.

Якщо відстань між спостерігачем і джерелом електромагнітних коливань зменшується, то у спектрі лінії зміщуються в бік великих частот (фіолетове зміщення), а якщо збільшується - то у бік малих частот (червоне зміщення). Спостереження підтверджують, що переважна більшість галактик віддаляються від нас, про що свідчить червоне зміщення у їхніх спектрах. Використовуючи явище Допплера (X. Допплер (1803-1853) — австрійський фізик і астроном), можна визначити радіальну швидкість галактик.

При малих відносних швидкостях ( v << с ) зміна довжини хвилі визначається виразом: , де v - швидкість, з якою джерело світла (хвиль) наближається чи віддаляється від спостерігача, с - швидкість світла, λ - довжина хвилі, Δλ - зміна довжини хвилі.

Якщо , ,то

У 1929 році Е. Габбл встановив, що швидкість віддалення галактик v прямопропорційна до відстані до неї r: v = H · r, де Н - стала Габбла.

У наш час прийнято Закон Габбла має величезне значення

для вивчення Всесвіту, бо дає можливість визначити відстані до найвіддаленіших космічних об'єктів, випромінювання яких фіксується на Землі.

Відстань до об єкта: .

Усі галактики, за винятком незначної кількості неправильних, мають ядра. Вони складаються з величезної кількості зір і тому надзвичайно яскраві. Щоправда, у більшості галактик і в нашої, зокрема, до складу ядра входить незначний відсоток усіх зір. Дослідження свідчать, що ядра обертаються як тверді тіла. Велика скупченість зір у ядрі не дозволяє розрізнити там окремі світила навіть для найближчих галактик. Досліджувати ядра галактик дуже складно. У 1943 році американський астроном Карл Сейферт (1911-1960) відкрив клас надзвичайно яскравих галактик з активними ядрами. Зараз їх називають сейфертівськими галактиками. Бурхливі процеси у їхніх ядрах призводять до викидів гарячого газу зі швидкістю до 4000 км/с. Ядра сейфертівських галактик зазвичай є потужними радіоджерелами.

Радіоспостереження галактик підтвердили, що багато з них у радіодіапазоні випромінюють значно слабше, ніж у видимому. Проте існують зоряні системи, радіовипромінювання яких значно переважає їхнє світлове випромінювання. Це так звані радіогалактики. Найближча з них — Лебідь А, розташована на відстані 330 Мпк від нас. Потужність її радіовипромінювання у 107 разів вища від світності Сонця.

На початку 60-х років XX століття були відкриті надпотужні радіоджерела. Спочатку вчені називали їх «квазізоряними радіоджерелами». Згодом кількість виявлених подібних об'єктів зросла, і громіздку назву змінили на квазар (скорочено від англійського quasi-stellar radio source). У 1961 році на Паломарівському телескопі (США) був отриманий спектр найяскравішого квазара 3С273. Весь набір ліній був так зсунутий у червоний бік, що його ледь вдалося ідентифікувати. У спектрах інших квазарів червоне зміщення було ще більшим (). Учених вразили значні швидкості (0,92-0,97 с), з якими згідно з ефектом Допплера, віддаляються квазари. Відповідно, за законом Габбла, відстані до квазарів сягають 3680-3880 Мпк. На таких відстанях непомітні навіть найяскравіші галактики. Світність квазара у сотні разів більша від потужності величезної галактики, у якій сотні мільярдів зір. У багатьох квазарів виявлена зміна блиску. У деяких випадках блиск змінюється дуже швидко — протягом доби. Це означає, що розміри квазарів відносно незначні - швидко змінний об'єкт не може бути великим.

Природа квазарів, джерела їхньої енергії дотепер залишаються остаточно не з'ясованими. Імовірно, квазари є ядрами галактик. У 1980-х роках відкриті слабкі туманності, які оточують квазари. У спектрах цих туманних об'єктів виявлені такі ж червоні зміщення, як і у самих квазарів. На думку вчених, ці туманні плями — галактики, центрами яких є квазари.

Ще у 1784 році В. Гершель виявив тенденцію галактик групуватися у скупчення. У XX столітті Е. Габбл уперше почав проводити кількісний аналіз розподілу галактик на небі. У Метагалактиці — доступній для спостереження частині Всесвіту - близько 100 млрд галактик, видима величина яких т 30.

Галактики, як і зорі, утворюють групи і скупчення. Наша Галактика, Туманність Андромеди, галактика Трикутника, ВМХ, ММХ та ще понад два десятки невеликих зоряних систем утворюють Місцеву Групу. Її діаметр складає близько 3 млн св. років, а найближчі групи розташовані на відстані 10-15 млн св. років. Супутниками нашої Галактики є ВМХ, ММХ та ще вісім карликових галактик.

Значення середньої густини Всесвіту ρ є важливим параметром, який, згідно із сучасними космічними уявленнями, визначає його майбутнє. Якщо ρ > 10-29 г/см3, то розширення Всесвіту (яке спостерігаємо зараз, і доказом якого є червоні зміщення у спектрі зір та галактик) колись зміниться його стисненням. Якщо ж р ≤ 10-29 г/см3, Всесвіт розширюватиметься вічно. У першому випадку Всесвіт пульсує - розширившись, стискається, - він замкнений. У другому ж випадку Всесвіт відкритий, нескінчений. Таких висновків за загальною теорією відносності Ейнштейна дійшов у 20-х роках радянський математик О.Фрідман (1888-1925). Величина ρ = 10-29 г/см3 називається критичною густиною. Її значення визначається сталою Габбла, яку точно встановити не так легко. Зараз вважають, що , івідповідно ρкр =10-29 г/см3.

Визначення середньої густини Всесвіту - надзвичайно важка задача, адже є значна кількість об'єктів, які виявити неможливо, які нічим, крім гравітації, себе не проявляють. Учені схильні припускати, що відсоток «прихованої» маси у Всесвіті доволі високий. Тому поки що питання про майбутнє Всесвіту залишається відкритим.

Щодо минулого, то сучасні теорії ґрунтуються на понятті Великого Вибуху. Близько 15 млрд років уся речовина Всесвіту була сконцентрована в надзвичайно малому об'ємі - сингулярній точці. Ні галактик, ні зір не існувало, густина і температура були надто високими. Перехід космічної матерії зі стану точковості до стадії розширення і є Великим Вибухом.

Про походження життя на Землі, як і походження Всесвіту, існують різні гіпотези. Ті форми живого, що є на нашій планеті, визначаються умовами, у яких перебуває Земля, її параметрами. Існування розумного життя на нашій планеті робить її унікальною, але, напевно, не єдино можливою. У Галактиці існує 400 млрд зір, із яких 28 млн таких, як Сонце. Ці зорі, ймовірно, мають планетні системи, на яких за збігом сприятливих обставин, як колись на Землі, зародилося життя. У Всесвіті з його незліченною кількістю галактик, є всі передумови для того, щоб життя зароджувалось і розвивалось на інших, відмінних від Землі, планетах. До речі, у 1995 році швейцарський учений Д.Квелоц і М.Майор відкрили першу планету, що не належить до Сонця. Вона обертається біля зорі 51 Пегаса. У 1960 році розроблено програму СЕТІ (від англійського Connection with Extra Terrestrial Intelligence - контакт із позаземним розумом). Із часом цю оптимістичну назву змінили на SETI (від англійського search - пошук). Роботи за програмою SETI тривають.



Задача. У галактиці з червоним зміщенням ліній у спектрі, яке відповідає швидкості 6000 км/с, спалахнула наднова зоря. Її яскравість у максимумі відповідає 19-й видимій зоряній величині. Знайдіть абсолютну зоряну величину цієї зорі.

Дautoshape 5ано:



v = 6000 За законом Габбла:

m = +19

H ≈ 75 Абсолютна зоряна величина:

Mautoshape 6 – ?

Відповідь. М =-15,5.


Питання для контролю
Варіант №1

1. Як називається видима частина Всесвіту?


а) Молочний шлях б) Метагалактика;

в) Туманність Андромеди г) Велика Магелланова Хмара.

2. Наша галактика є ...

а) еліптичною; б) спіральною;

в) неправильною; г) правильною.

3. Сонце належить до зір ...

а) головної послідовності; б) білих карликів;
в) червоних гігантів; г) надгігантів.


  1. Що вам відомо про місце Сонця у Галактиці?

  2. Яка відмінність між сузір'ям та зоряним скупченням? Які зоряні скупчення ви знаєте?

  1. Поясність, чому цефеїди називають маяками Всесвіту.

  2. Які особливості роблять Землю унікальною серед інших планет Сонячної системи?

8. У Галактиці, червоне зміщення якої відповідає швидкості 1200 км/с,
спалахнула наднова зоря. Її яскравість відповідає 21 видимій зоряній
величині. Знайдіть абсолютну зоряну величину цієї зорі.
Варіант 2

1. Як називається велетенська зоряна система, до якої належить Сонце?

а) Галактика; б) Туманність;

в) Велика Магелланова Хмара; г) Сонячна система.



  1. Хто вперше класифікував галактики?

а) Ньютон; б) Габбл;

в) Герцшпрунг і Рессел; г) Кеплер.



  1. Космічний об'єкт, який «не відпускає» навіть світла, називається...

а) нейтронною зорею; б) пульсаром;

в) чорною дірою; г) надгігантом.



  1. Чим пояснюється велика яскравість ядра звичайних галактик?

  2. Чим відрізняються між собою світлі та темні туманності? Назвіть відомі вам туманності.

  1. Поясність причину червоного зміщення у спектрах переважної більшості галактик.

  2. У чому полягає суть проекту SETI?

  3. Видима зоряна величина наднової зорі 17m, а абсолютна 18m. Визначте
    швидкість віддалення галактики, до якої належить ця зоря.

СПИСОК ВИКОРИСТАНИХ ТА РЕКОМЕНДОВАНИХ ДЖЕРЕЛ


  1. Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І.А. Климишина та А.О.Корсунь. – Львів, 2003. – 548 с.

  2. Веб-сайт «Астроосвіта» [ Електронний ресурс]. – Режим доступу: http://astroosvita.kiev.ua/ – (Сайт астрономічної освіти) 


Поділіться з Вашими друзьями:
1   2   3   4   5

Схожі:

Юрій Васильович Крупа до урок iconСучасних технологій в машинобудуванні (завідувач – к т. н., доцент Юрій Йосипович Тулашвілі)
Віктор Дмитрович Рудь, з 2001 р д г н., професор Ярослав Олександрович Мольчак, з 2005 р к т н., доцент Олег Васильович Заболотний...
Юрій Васильович Крупа до урок iconАвтобіографія яковенко Володимир Васильович
Яковенко Володимир Васильович, народився 26 сепрня 1950 року в м. Жданові Донецької області
Юрій Васильович Крупа до урок iconВарнеке борис Васильович
Варнеке борис Васильович 06. 1874, Москва – 31. 07. 1944, Київ – магістр загальної історії
Юрій Васильович Крупа до урок icon180 років від дня народження Степана Васильовича Руданського (1834–1873) Степан Васильович Руданський
Степан Васильович Руданський (6 січня 834 – травня 1873) — український поет
Юрій Васильович Крупа до урок icon260 років від дня народження василя васильовича капніста василь Васильович капніст
Василь Васильович капніст, визначний український поет, драматург І громадсько-політичний діяч кін. XVIII — поч. XIX ст. Український...
Юрій Васильович Крупа до урок iconАвтобіографія дорошенко Юрій Володимирович
Дорошенко Юрій Володимирович, народився 11 серпня 1976 році у м. Павлодар республіка Казахстан
Юрій Васильович Крупа до урок iconЮрій збанацький (1914-1994)
Стельмах, Натан Рибак. Бували там Олесь Гончар, Михайло Стельмах, Павло Загребельний, Василь Кучер, литовський поет Едуардас Межелайтіс,...
Юрій Васильович Крупа до урок iconУрок №13-14 Тема: Юрій Яновський
Творча біографія митця. Романтичність світовідчуття й стилю в ранній творчості. Роман у новелах “Вершники” як «реабілітаційний двійник»...
Юрій Васильович Крупа до урок iconКапарулін юрій Валерійович
Капарулін юрій Валерійович (01. 08. 1986, м. Дніпропетровськ) – кандидат історичних наук
Юрій Васильович Крупа до урок iconЮрій Борець оун- упа: шляхами лицарів ідеї І чину вічний борець
Юрій Борець був безпосереднім учасником національно-визвольних змагань в лавах Української Повстанської Армії, а після переходу рейдом...


База даних захищена авторським правом ©biog.in.ua 2017
звернутися до адміністрації

    Головна сторінка