Зоря

Внаслідок річного руху Землі орбітою навколо Сонця близькі зорі дещо зсуваються відносно далеких, фактично «нерухомих» зір. За рік близька зоря описує на небесній сфері малий еліпс, розмір якого тим менший, що далі зоря. У кутовій мірі, велика піввісь цього еліпса приблизно дорівнює величині максимального кута, під яким із зорі видно піввісь земної орбіти, перпендикулярну до напрямку на зорю. Цей кут (π) називають річним тригонометричним паралаксом зорі і застосовують для вимірювання відстані до неї на основі тригонометричних співвідношень між сторонами і кутами трикутника, в якому відомий кут π та основа — піввісь земної орбіти. Відстань до зорі, визначена за величиною її тригонометричного паралаксу π, дорівнює:

${\displaystyle r=206265/\pi \,}$ (а.о.) (1)

де π — паралакс (у кутових секундах).

В астрономії застосовують особливу одиницю вимірювання відстані до зір — парсек (пк). Зоря, яка перебуває на відстані 1 пк, має паралакс рівний 1". Відповідно, 1 пк = 206 265 а.о. = 30 трлн км.

Нарівні з парсеком застосовується ще одна особлива одиниця вимірювання відстані — світловий рік. Він дорівнює відстані, яку світло долає протягом року, тобто 9,46×10¹²км, або 0,307 пк.

Найближчою до Сонця зіркою є Проксима Центавра — червоний карлик 11-ї зоряної величини. Вона має паралакс 0,77", тобто відстань до неї становить 1,3 пк[16] (40 трлн км або 4,3 св.роки).

За методом тригонометричного паралаксу можна визначити лише відстані до найближчих зір. Зокрема, в астрометричному проекті Гіппаркос досягнуто точність вимірювання паралаксів близько однієї кутової мілісекунди, що дозволяє безпосередньо вимірювати відстані до зір, розташованих ближче 1000 парсек. Однак для віддаленіших об'єктів паралакс настільки малий, що перебуває в межах похибки його вимірювання. Для визначення відстані до них застосовують інші методи.

Освітленість створювана однаковими за потужністю джерелами світла, обернено пропорційна квадратам відстані до них. Як результат, видимий блиск однакових світил (тобто освітленість, створювана на Землі в одиничній площадці, перпендикулярній променям світла) може слугувати мірою відстані до них. Вираз освітленості в зоряних величинах (m — видима, M — абсолютна зоряна величина) приводить до основної формули фотометричної відстані — r_ф (пк):

${\displaystyle {\text{lg}}(r_{\varphi })=0{,}2\,(m-M)+1}$   (2)

Для світил, в яких відомі тригонометричні паралакси, можна визначити M, за цією ж формулою, зіставивши фізичні властивості з абсолютними зоряними величинами. Це зіставлення показало, що абсолютні зоряні величини багатьох класів світил (зір, галактик) можна оцінювати за низкою їх фізичних властивостей.

Основним способом оцінки абсолютної величин зір є спектральний: у спектрах зір однакового спектрального класу знайдено особливості, які вказують на їх абсолютні зоряні величини (найчастіше — підсилення ліній іонізованих атомів зі збільшенням світності зір). За такими ознаками зорі поділено на класи світності. За класами та підкласами, які оцінюються за їх спектрами, можна визначити абсолютну зоряну величину з похибкою до 0,5^m. Ця похибка відповідає відносній похибці 30 % при визначенні r_ф за формулою (2).

Цефеїди — змінні зорі великої світності (гіганти та надгіганти). Вони належать до зоряного населення I типу (плоска складова Галактики). Для них встановлена важлива залежність період — світність (що довший період коливання блиску, то цефеїда яскравіша за абсолютною зоряною величиною), яка визначається формулою:

${\displaystyle M_{V}=-3{,}88-2{,}87\,({\text{lg}}P-1)}$[17]

де:

• M_V — абсолютна зоряна величина у жовтих (видимих) променях;
• P — період зміни блиску.

Маючи зі спостережень період, можна знайти абсолютну зоряну величину М; знаючи останню й маючи зі спостережень видиму зоряну величину m за допомогою фотометричного методу можна знайти відстань до цефеїди.

Цей метод застосовується не лише для визначення відстані до самих цефеїд, а й до зоряних скупчень, галактик, у складі яких вдалося виявити цефеїди.

Метод запропоновано Ейнаром Герцшпрунгом на початку XX століття, проте він і досі залишається одним з найважливіших засобів побудови шкали міжзоряних та міжгалактичних відстаней.

Діаграма Герцшпрунга-Рессела.

На початку XX століття, Ейнар Герцшпрунг і Генрі Рассел незалежно один від одного нанесли на діаграму «Спектральний клас» — «Світність» відомі на той час зорі. Пізніше ця діаграма, яку нині називають «діаграмою Герцшпрунга-Рассела» виявилася ключем до розуміння та дослідження процесів, що відбуваються в зорях.

Найчисленніший клас зір становлять зорі головної послідовності, що перетинає діаграму від правого верхнього кута до лівого нижнього. Саме до таких зір належить і наше Сонце. З еволюційного погляду головна послідовність — це те місце діаграми Герцшпрунга-Рессела, на якому зоря перебуває більшу частину свого існування. У цей час витрати енергії на випромінювання компенсуються за рахунок енергії, що виділяється в термоядерних реакціях перетворення гідрогену на гелій. Час перебування на головній послідовності визначається масою. Чітко виділяються кілька гілок зір, що вже минули стадію головної послідовності (гіганти, надгіганти). У них відбувається «горіння» гелію та важчих елементів. Вони розташовані вище головної послідовності, ці зорі належать до I—IV класів світності. У нижній частині діаграми розташовано білі карлики, що проеволюціонували майже повністю. Вони мають VII клас світності.

У 1930-х роках у Єркській обсерваторії було розроблено Йєркську класифікацію (класифікацію Моргана—Кінана, МК-класифікацію, ММК-класифікацію — за прізвищами вчених Моргана, Кінана та Келмана). Вона теж заснована в першу чергу на температурі фотосфери зір, але враховує також їх світність, завдяки чому скажімо, червоні карлики та червоні гіганти належать до окремих класів, попри те, що мають однакову температуру поверхні.

У каталогах і на письмі клас зір пишеться одним словом, спочатку йде літерне позначення основного спектрального класу (якщо клас точно не визначено, пишеться літерний діапазон, наприклад, OB), далі арабськими цифрами уточнюється спектральний підклас, потім римськими цифрами йде клас світності (номер області на діаграмі Герцшпрунга-Рессела), а потім — додаткова інформація. Наприклад, Сонце має клас G2V.

Подвійна зоря, або подвійна система — дві гравітаційно-зв'язані зорі, які обертаються замкненими орбітами навколо спільного центру мас. За допомогою подвійних зір існує можливість дізнатися маси зір і побудувати різні залежності.

Але подвійні зорі не вивчалися б настільки уважно, якби вся інформація про них зводилося до маси. Попри багаторазові спроби пошуку одинарних чорних дір, усі кандидати в чорні діри перебувають у подвійних системах. Зорі Вольфа-Райє були вивчені саме завдяки подвійним зорям.

Серед подвійних зір виділяють так звані тісні подвійні системи: відстань між зорями у яких можна порівняти із розмірами самих зір. Завдяки цьому в таких системах виникають складніші ефекти, ніж просто тяжіння: припливне спотворення форми, прогрів випромінюванням яскравішого компаньйона та інші ефекти. У тісних подвійних системах також може відбувається обмін речовиною між зорями, що значно впливає на їх еволюцію.

Кулясті скупчення — скупчення зір, що мають сферичну або ледь сплюснуту форму. Їхні діаметр коливається від 20 до 100 парсеків. Це одні з найстаріших об'єктів у Всесвіті. Звичайний вік кулястих скупчень — понад 10 млрд років. Тому до їхнього складу входять маломасивні старі зорі, більшість з яких перебуває на завершальних стадіях своєї еволюції. Як наслідок, тут багато нейтронних зір^{[джерело?]}, цефеїд^{[джерело?]} і білих карликів; передбачається також наявність чорних дір. Нерідко в скупченнях відбуваються спалахи нових зір.

Кулясті скупчення відрізняються високою концентрацією зір. Наприклад, у кубічному парсеку в центрі такого скупчення буває від декількох сотень до десятків тисяч зір. Для порівняння: в околицях Сонця на кубічний парсек припадає лише одна зоря.

Кулясті скупчення виникли з гігантської передгалактичної хмари, з якої згодом сформувалась Галактика. У Чумацькому Шляху налічують понад 150 кулястих скупчень^{[джерело?]}, більшість з яких концентруються до центру Галактики.

Розсіяні скупчення — інший клас зоряних скупчень. Це зоряна система, компоненти якої розташовуються на досить великій відстані один від одного. Цим вона відрізняється від кульових скупчень, де концентрація зір більша. З цієї причини розсіяні скупчення дуже важко виявляти і вивчати. Якщо зорі, що перебувають на однаковій відстані від спостерігача, рухаються в одному напрямку, є підстави припускати, що вони входять до розсіяного скупчення.

Найвідоміші представники цього класу скупчень — Плеяди і Гіади, що розташовані в сузір'ї Тільця.

Розсіяні скупчення досить численні. Їх відомо більше, ніж кулястих. Деякі з них розташовані неподалік від Сонця — наприклад, до скупчення Гіади близько 40 парсеків.

Розсіяні скупчення зазвичай складаються з декількох сотень або тисяч зір, хоча зустрічаються й групи більшої чисельності. Здебільшого до них входять масивні та яскраві зорі, а також змінні. Розсіяні скупчення мають невелику масу. Їх гравітаційне поле не здатне утримувати компоненти разом тривалий час і вони поступово віддаляються одна від одної^{[джерело?]}.

Асоціація зір — розріджене скупчення молодих зір високої світності, що відрізняється від інших типів скупчень своїм розміром (близько 200 — 300 світлових років). Асоціації, здебільшого, пов'язані з хмарами молекулярного газу, що має порівняно низьку температуру. Цей газ є «будівельним матеріалом» для зір. Утворені масивні зорі нагрівають навколишній молекулярний газ, який з часом розсіюється в міжзоряному середовищі. Асоціації, так само як і розсіяні скупчення, нестійкі. Вони повільно розширюються, і їхні компоненти віддаляються один від одного.

Область зореутворення у Великій Магеллановій Хмарі. NASA/ESA image.

За деяких умов (їх можна назвати кілька) конденсується хмара міжзоряного космічного пилу. За досить невеликий проміжок часу, під дією сили всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворюється порівняно густа непрозора газова куля. Цю кулю ще не можна назвати зіркою, оскільки температура в її ядрі не досить висока, щоб розпочалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі не достатній щоб урівноважити силу тяжіння, тому куля під дією тяжіння продовжує стискатися та розігріватися. На цьому етапі зірку називають «протозорею». Зазвичай із газопилової хмари формується кілька таких протозір, і вони утворюють зоряне скупчення чи асоціацію. Також навколо протозір утворюються менші згустки, що потім стають планетами. У міру стискання протозорі її зовнішня та внутрішня температури зростають до моменту, коли температура і тиск у ядрі зроблять можливими реакції термоядерного синтезу. Тільки після цього протозоря стає зіркою. Початкову стадію еволюції зорі долають за час, який залежить від їх маси: якщо маса більша, ніж маса Сонця, то етап триватиме кілька мільйонів років, якщо маса менша — до кількасот мільйонів років. Мінімальна маса зорі — 0,075 маси Сонця. Якщо маса протозорі менша, вона ніколи не стане справжньою зіркою. Натомість вона перетвориться на коричневого карлика. Це проміжний клас об'єктів між зорями та планетами. Хоча в них можуть відбуватися деякі термоядерні реакції за участю дейтерію та літію, але вони не компенсують витрат енергії на випромінювання, і такі небесні тіла повільно охолоджуються.

Зірка типу T Тільця з навколозоряним диском.

Зорі типу T Тельця (T Tauri, T Tauri stars, TTS) — клас змінних зір, що отримали назву за своїм прототипом — Т Тельця. Зазвичай їх можна виявити поряд із молекулярними хмарами та ідентифікувати за їх змінністю (вельми нерегулярною) в оптичному діапазоні та за хромосферною активністю.

Вважається, що зорі типу T Тельця є завершальною стадією еволюції протозір невеликої маси перед виходом їх на головну послідовність діаграми Герцшпрунга—Рассела.

Вони належать до спектральних класів F, G, K, M і мають масу меншу двох сонячних. Період обертання від 1 до 12 днів. Температура їх поверхні така ж, як і в зір головної послідовності тієї ж маси, але вони мають дещо більшу світність, тому що їх радіус більший. Основним джерелом їх енергії є гравітаційне стиснення[23].

У спектрі зір типу T Тельця наявний літій, який відсутній у спектрах Сонця та інших зір головної послідовності, оскільки він спалюється у термоядерних реакціях за температури вище 2 500 000 K[24].

Наступний етап еволюції зорі — спалювання запасів водню (точніше — перетворення його на гелій). Це повільний процес, на який припадає більшість часу існування зорі. У цей час зоря перебуває на головній послідовності діаграми Герцшпрунга-Рассела. Час перебування зорі на головній послідовності залежить від маси зорі (M) і приблизно дорівнює ${\displaystyle t_{ms}={\frac {10^{10}}{M^{3}}}}$[12], тобто від кількох мільйонів років для зір із масами в десятки разів більшими, ніж маса Сонця, до 10-15 мільярдів років для зір з масою близькою, до маси Сонця.

Після того, як водень у ядрі здебільшого «вигорить», термоядерні реакції перестають виробляти достатню кількість енергії для того, щоб підтримувати сталий, потрібний для врівноваження сил гравітації, тиск. Внаслідок зменшення тиску зоря знову починає стискатися, що призводить до збільшення густини та температури в ядрі. Якщо маса зорі перевищує половину маси сонця у її ядрі виникають умови для перебігу потрійної альфа-реакції, у якій три ядра гелію перетворюється на ядро вуглецю. Ці ядерні реакції характеризуються набагато більшою швидкістю та, відповідно, виділенням енергії. Світність зорі зростає у десятки раз, вона розширюється («розпухає»), пересуваючись на діаграмі Герцшпрунга-Рассела вправо, до області гігантів. Якщо маса зорі досить велика, невдовзі після гелієвого спалаху «спалахує» вуглець і кисень; кожна з цих подій викликає значну перебудову зорі і її швидке пересування по діаграмі Герцшпрунга — Рессела. Розмір атмосфери зорі збільшується ще більше, і вона починає інтенсивно втрачати газ у вигляді зоряного вітру. Подальша доля зорі повністю залежить від її маси.

Від переважної більшості зір, маса яких після скидання оболонки не перевищує межі Чандрасекара (≈1,4 маси Сонця) через кілька десятків тисяч років, залишається дуже гаряче компактне ядро, яке називають білим карликом. Інші джерела термоядерної енергії для цих зір недоступні. Вони завершують свою еволюцію, поступово охолоджуються і стискаються, доки тиск вироджених електронів не врівноважить гравітацію. Їхня густина стає в мільйон разів більшою за густину води.

У зір масою більшою від межі Чандрасекара (понад 1,4 маси Сонця) енергія Фермі електронів перевищує дефект маси (нейтрон — протон+електрон) і розпочинається об'єднання протонів з електронами у нейтрони, оскільки така конфігурація енергетично вигідніша. Тиск виродженого електронного газу, що залишається, не може стримати подальше стискання ядра і після вичерпання джерел термоядерної енергії відбувається колапс зорі. Наслідком є спалах наднової II типу.

Наднові — зорі, які завершують свою еволюцію катастрофічним вибухом. Терміном «наднові» було названо зорі, які спалахують набагато (на порядки) сильніше від так званих нових зір. Насправді, ні ті, ні інші фізично новими не є, спалахують зорі, що вже існують, але раніше їх не було помітно неозброєним оком, що й створювало ефект появи нової зірки. Тип наднової визначається за наявністю в спектрі спалаху ліній водню. Якщо він є, значить наднова II типу, якщо ні — то I типу.

Після спалаху наднової II типу залишається ядро, розміром декілька кілометрів, яке складається здебільшого з нейтронів. Його густина в 280 трлн разів перевищує густину води. Рівновага підтримується тиском виродженої нейтронної речовини. Внаслідок стискання зорі значно збільшується швидкість її обертання та напруженість магнітного поля, і вона починає випромінювати радіохвилі з певною досить стабільною частотою. Саме завдяки такому випромінюванню 1967 року було виявлено пульсари, які вважають нейтронними зорями.