Зоря — самосвітний космічний об'єкт, у надрах якого ефективно відбуваються (або відбувалися) термоядерні реакції з виділенням енергії.
Зоря — це гравітаційно пов'язана просторово відокремлена непрозора для випромінювання маса речовини, в якій у значних масштабах відбуваються, відбувалися або будуть відбуватися термоядерні реакції перетворення водню на гелій.
Уявлення, про те, що зорі — це далекі сонця, виникло ще в Давній Греції. Але, здавалося, що природа й цих далеких світил, і близького Сонця назавжди залишиться нез'ясованої. Так і повчав своїх учнів філософ Сократ (469–399 р. до н. е.): «Все це назавжди залишиться таємницею для смертного, і, напевно, самим богам сумно бачити намагання людини розгадати те, що вони назавжди приховали від нього…» А тому «усе, що вище нас, нас не стосується».
Через 2000 років те саме твердив французький філософ Огюст Конт (1798–1857 р.р.): «Ми нічого не можемо дізнатися про зорі, крім того, що вони існують». Тому заняття астрономією — «це марна трата часу, що не може дати ні корисних, ні цікавих результатів».
Проте, за останні сто років астрономам, всупереч песимістичним прогнозам Конта, удалося знайти відповіді на основні питання, що стосуються природи зір і фізики процесів, що відбуваються в їхніх надрах .
Основні характеристики зір
Основними характеристиками зір є: видима зоряна величина, абсолютна зоряна величина, світність зорі, колір та температура, , .
Зорі відрізняються між собою кольором, блиском. А дослідження за допомогою телескопів показують, що двох однакових зір не буває[]. Ефективні температури лежать у межах від 3000 К до 50 000 К, маси різняться в сотні разів, а радіуси — в мільярди разів.
Видима зоряна величина
Видима зоряна величина m визначає кількість світла, що попадає від зорі у наші очі. Найтьмяніші зорі, які ще можна побачити неозброєним оком, мають mmin=+6m.
Найяскравіші зорі ще в давнину назвали зорями першої зоряної величини.
В астрономії замість вислову «освітленість від зорі» вживають термін «блиск». Зі зменшенням блиску зростає кількість зір, доступних для спостереження. На зоряні карти нанесено всі зорі, яскравіші 11-ї зоряної величини[]. У ІІ ст. до н. е. давньогрецький астроном Гіппарх склав каталог зір, видимих неозброєним оком. Він розділив усі зорі за яскравістю на шість класів: найяскравіші він назвав зорями 1-ї величини, а найтьмяніші — 6-ї. Яскраві зорі мають меншу зоряну величину, слабші зорі мають більшу зоряну величину. Відповідно до класифікації Гіппарха, зоряну величину джерела домовилися вважати тим більшою, чим зоря слабкіше. Коли з'явилися телескопи і прилади для точного вимірювання яскравості зір (фотометри), астрономи встановили, що при переході від класу до класу потік світла від зір (блиск зір) змінюється приблизно в 2,5 рази. У 1856 р англійський астроном Норман Погсон запропонував сучасну шкалу зоряних величин. При різниці в одну зоряну величину видимий блиск зір змінюється приблизно в 2,5 рази, майже як у Гіппарха. Різниця в 5 зоряних величин відповідає зміні блиску зір в 100 разів. Тоді різниця на одну зоряну величину відповідає відмінності блиску в рази. Видимі зоряні величини позначаються літерою m. Відношення блиску Em і Em+1 двох зір, величини яких розрізняються точно на одиницю, виражається числом .
Тоді зв'язок між видимими зоряними величинами
(обернений зв'язок має вигляд ).
Цю залежність називають формулою Погсона.
Той факт, що одні зорі мають більший, а інші — менший блиск, не дає справжньої інформації про зорю. Дуже яскрава зоря може мати велику світність, але перебувати дуже далеко, а тому мати дуже велику зоряну величину. Для визначення справжнього блиску зорі вводять поняття абсолютної зоряної величини.
Абсолютна зоряна величина
Абсолютна зоряна величина M — це видима зоряна величина, яку мала б зоря, якби перебувала на стандартній відстані в 10 пк або 32,6 світлового року. Зв'язок між абсолютною зоряною величиною M, видимою зоряною величиною m і відстанню до зорі R (у парсеках) : .
Світність зорі
Світність — це повна кількість енергії, що випромінюється в простір з усієї поверхні зорі за одиницю часу. Світність зорі характеризує потік енергії, випромінюваної зорею в усіх напрямках, і має розмірність потужності Дж/с або Вт.
Абсолютна зоряна величина Сонця в усіх діапазонах випромінювання (болометрична величина) М¤=4,72, його світність L¤=3,86·1026 Вт.
Світність інших зір зазвичай визначають у відносних одиницях, порівнюючи зі світністю Сонця.
За світністю зорі можуть відрізнятися в мільярд разів. Відомі зорі, що випромінюють в десятки тисяч разів менше, ніж Сонце. А зоря S Золотої Риби в мільйон разів яскравіша за Сонце, її абсолютна зоряна величина M =-10,6.
Серед зір дуже високої світності виділяють гіганти і надгіганти. Більшість гігантів має температуру 3000-4000 К, тому їх називають червоними гігантами. Надгіганти, наприклад, Бетельгейзе — найпотужніші джерела світла. Зорі, які мають маленьку світність, називаються карликами.
Світність залежить від температури на поверхні зорі та її радіуса. Числові значення маси, радіуса й світності зір прийнято виражати в одиницях маси, радіуса й світності Сонця.
Маси відомих нам зір змінюються в межах від 0,01-0,03 (коричневі карлики, зорі з найменшою масою) до 60-70 сонячних мас (блакитні надгіганти, наймасивніші зорі). Останнім часом з'явились повідомлення про відкриття зір з масами до 100 чи то й 200 сонячних мас. Масою зорі визначається яким чином зоря завершить своє існування.
Колір та температура
Однією з найважливіших характеристик, що визначають фізичний стан небесних світил, є їх температура. Як і інші параметри, температура світил визначається по їх випромінюванню за допомогою тих чи інших теоретичних припущень. Зокрема, вважається, що джерело світла перебуває в стані термодинамічної рівноваги.
Так як останнє не завжди має місце в атмосферах зір, то визначення температури світил різними методами можуть значно відрізнятися один від одного. Ефективна температура зорі являє собою температуру абсолютно чорного тіла, розміри якого дорівнюють розмірам зорі і повне випромінювання якого дорівнює повного випромінювання зорі.
Сонце має поверхневу температуру в 6000 К і температуру надр 13 000 000 К. Температура зорі, певна для різних ділянок її спектра, може бути при цьому різною.
Показник кольору зір. Температура зір визначає їх колір. Зорі з найбільшою температури поверхні (близько 30 000 К) мають блакитно-біле забарвлення. Зорі, поверхнева температура яких близько 3000 К, мають червоне забарвлення.
Сонце з температурою 6000 К на поверхні має жовте забарвлення. Зорі проміжної поверхневої температури мають забарвлення біле, жовтувато-біле і жовтувато-червоне.
При цьому деякі із зір будуть здаватися нам блакитно-білими (Сиріус, Вега), інші зорі жовтими (Капела, Спіка) і, нарешті, деякі зорі червоними (Антарес, Альдебаран). Як запобіжне забарвлення зорі прийнято наступне: визначається блиск зорі, сфотографований через синій фільтр, і її ж блиск — через жовтий фільтр.
Різниця цих значень називається показником кольору зорі і приймається за міру кольору зорі. Можна дати інше визначення кольору зорі: показником кольору називають різницю між фотографічною величиною зорі і її візуальною величиною. Останнє визначення базується на тому, що фотографічна пластинка найутливіша до блакитних променів, а очі — до жовто-зелених.
Фотографічна й візуальна величини білих зір типу Сіріуса однакові. Блакитні зорі фотографічно будуть більш яскравими, ніж візуально. Тому різниця фотографічної і візуальної величини таких зір буде негативною. Жовті і червоні зорі фотографічно будуть менш яскраві, ніж візуально. Тому різниця фотографічної і візуальної величини таких зір буде позитивною.
Розміри зір
Ефективна температура зорі визначається із закону Стефана — Больцмана, де q — енергія, випромінювана одиницею поверхні зорі за одиницю часу; σ — постійна Стефана-Больцмана; Т — абсолютна температура поверхні зорі.
Потужність, випромінювана зорею радіуса R, визначається загальною площею її поверхні, тобто ε=4πR2∙ q= 4πR2∙ σ∙ T4. З іншого боку для Сонця ε=4πR2∙ σ∙ Т4. Звідси маємо: R/R=(L)0,5T2/T2, де L=ε/ ε, світність зорі в одиницях світності Сонця.
Зорі, за рідкісним винятком, спостерігаються як точкові джерела випромінювання. Це означає, що їх кутові розміри дуже малі. Навіть у найбільші телескопи не можна побачити «справжній» диск зорі.
Методи визначення розмірів зір:
• за спостереженнями затемнення Місяцем зорі можна визначити кутовий розмір, а, знаючи відстань до зорі, можна визначити її справжні, лінійні розміри;
• безпосередньо розміри зорі можна виміряти на спеціальному приладі — оптичному інтерферометрі;
• розміри зорі можна розрахувати теоретично, виходячи з оцінок повної світності й температури за законом Стефана-Больцмана.
Світність зорі пов'язана з її радіусом формулою L = σT4 ∙ 4πR2 або
Цей метод дозволяє визначити радіус зорі за її температурою й світністю.
Розміри зір істотно розрізняються між собою: існують карлики, гіганти і звичайні зорі, яких більшість. Вимірювання показали, що розміри білих карликів — кілька тисяч кілометрів, а розміри червоних гігантів можна порівняти з розмірами Сонячної системи.
Найменшими серед звичайних зір є червоні карлики. Маси їх і радіуси — десяті частки сонячних, а середня густина у 10-100 разів більша, ніж густина води. Білі карлики ще менші, але це вже незвичайні зорі.
Зоря VY Canis Majoris, що розташована в сузір'ї Великого Пса є найвідомішим представником зоряного світу. Зоря розташована за 5 тисяч світлових років від Сонячної системи. Діаметр зорі становить 2,9 млрд км.
Маса зір
Маса — найважливіша характеристика кожної зорі, від якої залежать усі інші її параметри: світність, радіус, ефективна температура та інше. Однак, для деяких зір світність практично нічого не говорить про їхню масу. Так зоря-гігант зовсім не обов'язково має бути масивнішою за нормальну зорю-карлика.
Визначення зоряних мас є складною задачею. Визначені маси зір лежать у межах від 0,1 ☉ до 50 М☉. Тобто, навіть найменші за масою зорі значно масивніші будь-якої планети Сонячної системи. Припускається, що мають існувати зорі з масою більше 100 М☉. У більшості вивчених зір маси лежать у межах від 0,3 М☉до 3 М☉.
Масу можна оцінити для зір, що входять у подвійні зоряні системи, якщо відомі велика піввісь орбіти а і період обертання T. У цьому випадку маси визначаються з третього закону Кеплера, який може бути записаний в наступному вигляді:
де M1 і M2 — маси компонент системи, G — гравітаційна стала. Рівняння дає суму мас компонент системи. Якщо до того ж відомо відношення орбітальних швидкостей, то їх маси можна визначити окремо. На жаль, тільки для порівняно невеликої кількості подвійних систем можна таким чином визначити масу кожної із зір.
Усі інші способи оцінок маси — непрямі. Наразі, астрономія не має в своєму розпорядженні методів прямого й незалежного визначення маси ізольованої зорі[]. Для зір головної послідовності встановлено, що чим більша маса, тим вища світність зорі. Ця залежність нелінійна: зі збільшенням маси вдвічі світність зростає більш ніж у 10 разів.
Порівняння мас і світності для більшості зір виявили таку залежність: світність приблизно пропорційна четвертому ступеню маси:
Зоря, яка вдвічі масивніша Сонця, випромінює приблизно в 16 разів потужніше.
Під дією високої температури (мільйони Кельвінів) атоми повністю іонізуються, а відстані між ними скорочуються. Густина газу в центрі Сонця в сто разів перевищує густину води. Температура зорі також збільшується в міру наближення до центру.
Хімічний склад зоряної речовини
Життя зорі залежить від хімічного складу речовини. Історія вивчення хімічного складу зір починається з середини XIX ст. На зорях не виявлено жодного невідомого хімічного елемента. Єдиний елемент, який спочатку було відкрито на Сонці і лише потім виявлено на Землі —, гелій. Найбільше в зорях міститься водню. Приблизно втричі менше в них гелію. Частка важких елементів невелика (на Сонці — близько 2 %), але вони, за висловом американського астрофізика Девіда Грея, мов дрібка солі в тарілці супу, надають особливого смаку роботі дослідника зір[]. Від їх кількості деякою мірою залежать і розмір, і температура, і світність зорі.
Після водню й гелію в зорях найпоширеніші ті самі елементи, які поширені на Землі: кисень, вуглець, азот, залізо та ін. Хімічний склад у зір різного віку різний. У найстаріших зір частка елементів, важчих від гелію, значно менша, ніж на Сонці. У деяких зорях вміст заліза менше від сонячного в сотні й тисячі разів. А от зір, де цих елементів було б більше, ніж на Сонці, порівняно небагато. Ці зорі (багато з них — подвійні), як правило, є незвичайними й за іншими параметрами: температурою, напруженістю магнітного поля, швидкістю обертання. Деякі зорі виділяються за вмістом якого-небудь одного елемента або групи елементів. Такі, наприклад, барієві або ртутно-марганцеві зорі. Причини подібних аномалій поки малозрозумілі.
Хімічний склад — один із фундаментальних параметрів зорі, від якого залежать її будова і спектр випромінювання. Вивчення хімічного складу зір дозволяє розв'язати загальнонаукові проблеми, такі як походження хімічних елементів, еволюція зір, походження і розвиток Всесвіту.
Енергія зір
Зоря у Всесвіті є велетенським ядерним осередком. Внаслідок реакцій термоядерного синтезу в надрах зорі водень перетворюється на гелій. Так зоря набуває енергію.
Для зір головної послідовності основним джерелом енергії є ядерні реакції з участю водню: протон-протонний цикл, характерний для зір з масою близько сонячної і CNO-цикл (вуглецевий), що йде тільки в масивних зорях і тільки при наявності в їх складі вуглецю. На пізніших стадіях еволюції зорі можуть відбуватися ядерні реакції і з важчими елементами аж до заліза.
Зоря перебуває на головній послідовності дуже довго. Горіння водню — найтриваліша стадія еволюції зорі, оскільки в молодій зорі водню до 70 % від всієї маси. При перетворенні водню на гелій виділяється велика кількість енергії. Вага верхніх шарів зорі врівноважується на стадії головної послідовності тиском зоряного газу.
Зорі, маса яких перевищує масу Сонця в кілька разів, реалізують інші термоядерні реакції, в яких головними учасниками є ядра гелію. Виділення енергії при горінні гелію приблизно на порядок менше, ніж при горінні водню, тому час перебування і число зір на цій стадії значно менше, ніж на головній послідовності. Але завдяки високій світності (це зорі, що перебувають на стадії червоного гіганта або надгіганта), вони добре вивчені.
Найважливіша реакція у цих зір — потрійна альфа-реакція.
При вищих температурах, як показують теоретичні розрахунки, відбуваються реакції горіння C12, O16, Ne20, Mg24, Si28. Енерговиділення в них можна порівняти з енерговиділенням 3α-реакції, проте потужне нейтринне випромінювання через високу температуру 2∙109 K робить час життя зорі на цих стадіях набагато меншим, ніж на стадії горіння гелію. Ймовірність виявлення таких зір вкрай мала, і в даний час немає жодного впевненого ототожнення зорі в спокійному стані, що виділяє енергію за рахунок спалювання С12 або важчих елементів.
Зорі головної послідовності є найпоширенішими у Всесвіті. Сонце, типова зоря головної послідовності, за останні 5 мільярдів років вже витратило половину водневого палива і зможе підтримувати своє існування протягом ще 6-7 мільярдів років, перш ніж запаси водню в його ядрі вичерпаються. Тоді Сонце перетвориться на червоного гіганта.
Моделі зір
Для «побудови» моделі зорі, тобто знаходження розподілу тиску, густини й температури від центра зорі до її поверхні достатньо щоб були відомі її параметри — маса, радіус та світність (рис.1). Докладніше картину побудови моделі зорі дає теорія внутрішньої будови зорі, зокрема основні її рівняння.
У надрах Сонця відбувається променистий перенос енергії, у зовнішній оболонці — конвективний. Виявилось, що таку будову мають усі зорі головної послідовності; товщина зовнішньої конвективної зони тим більша, чим менша ефективна температура зорі. У зір верхньої частини головної послідовності зовнішньої конвективної зони немає. Такі зорі мають більше конвективне ядро, оточене променистою оболонкою (рис. 2).
Складнішу модель мають червоні гіганти та надгіганти. У центрі гіганта розташоване ізотермічне ядро, у якому температура практично незмінна (його радіус складає приблизно 0,001R☉, маса 0,25М☉). Ядро оточене тонким шаром, у якому відбуваються енергії за рахунок термоядерних реакцій. Далі — шар товщиною приблизно 0,1R☉, у якому енергія переноситься випромінюванням.
Цей розділ потребує доповнення. (грудень 2017) |
Примітки
- Зоря // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 184—185. — .
- Иванов, 2011, с. 15.
- Андрієвський, 2007, с. 284.
- Пришляк, 2011.
- Маси небесних тіл // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 272—274. — .
Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Будова зорі |
Література
- 1. Климишин И.А. Элементарная астрономия. — М. : Наука. Гл. ред. физ.-мат. лит, 1991.
- 2. Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии. — М. : УРСС, 2002.
- 3. Schwarschild M. Structure ahd evolutioh of the stars, 1958 (русский перевод: Шварцшильд М. Строение и эволюция звезд. — М. : Изд-во иностр. лит, 1961.
- 4. Пришляк М.П. Астрономія 11 клас. Підручник. — Харків : Ранок, 2011. — 159 с.
- 5. Дагаев М.М., Чаругин В. М. Астрофизика. Книга для чтения по астрономии. — М. : Просвещение, 1988.
- 6. Иванов В. В. Физика звезд. — Санкт-Петербург : Санкт-Петербургский государственный университет. Кафедра астрофизики, 2011. — 395 с.
- 7. Андрієвський С. М., Климишин І. А. Курс загальної астрономії : навчальний посібник. — Одеса : «Астропринт», 2007. — 480 с.
Посилання
Відео
- Телепередачи по астрономии. Звезды (рос.)
- Классификация звезд (рос.)
Див. також
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Zorya samosvitnij kosmichnij ob yekt u nadrah yakogo efektivno vidbuvayutsya abo vidbuvalisya termoyaderni reakciyi z vidilennyam energiyi Poperechnij rozriz Soncya Zorya ce gravitacijno pov yazana prostorovo vidokremlena neprozora dlya viprominyuvannya masa rechovini v yakij u znachnih masshtabah vidbuvayutsya vidbuvalisya abo budut vidbuvatisya termoyaderni reakciyi peretvorennya vodnyu na gelij Uyavlennya pro te sho zori ce daleki soncya viniklo she v Davnij Greciyi Ale zdavalosya sho priroda j cih dalekih svitil i blizkogo Soncya nazavzhdi zalishitsya nez yasovanoyi Tak i povchav svoyih uchniv filosof Sokrat 469 399 r do n e Vse ce nazavzhdi zalishitsya tayemniceyu dlya smertnogo i napevno samim bogam sumno bachiti namagannya lyudini rozgadati te sho voni nazavzhdi prihovali vid nogo A tomu use sho vishe nas nas ne stosuyetsya Cherez 2000 rokiv te same tverdiv francuzkij filosof Ogyust Kont 1798 1857 r r Mi nichogo ne mozhemo diznatisya pro zori krim togo sho voni isnuyut Tomu zanyattya astronomiyeyu ce marna trata chasu sho ne mozhe dati ni korisnih ni cikavih rezultativ Prote za ostanni sto rokiv astronomam vsuperech pesimistichnim prognozam Konta udalosya znajti vidpovidi na osnovni pitannya sho stosuyutsya prirodi zir i fiziki procesiv sho vidbuvayutsya v yihnih nadrah Osnovni harakteristiki zir Osnovnimi harakteristikami zir ye vidima zoryana velichina absolyutna zoryana velichina svitnist zori kolir ta temperatura Zori vidriznyayutsya mizh soboyu kolorom bliskom A doslidzhennya za dopomogoyu teleskopiv pokazuyut sho dvoh odnakovih zir ne buvaye dzherelo Efektivni temperaturi lezhat u mezhah vid 3000 K do 50 000 K masi riznyatsya v sotni raziv a radiusi v milyardi raziv Vidima zoryana velichina Dokladnishe Vidima zoryana velichina Vidima zoryana velichina m viznachaye kilkist svitla sho popadaye vid zori u nashi ochi Najtmyanishi zori yaki she mozhna pobachiti neozbroyenim okom mayut mmin 6m Najyaskravishi zori she v davninu nazvali zoryami pershoyi zoryanoyi velichini V astronomiyi zamist vislovu osvitlenist vid zori vzhivayut termin blisk Zi zmenshennyam blisku zrostaye kilkist zir dostupnih dlya sposterezhennya Na zoryani karti naneseno vsi zori yaskravishi 11 yi zoryanoyi velichini dzherelo U II st do n e davnogreckij astronom Gipparh sklav katalog zir vidimih neozbroyenim okom Vin rozdiliv usi zori za yaskravistyu na shist klasiv najyaskravishi vin nazvav zoryami 1 yi velichini a najtmyanishi 6 yi Yaskravi zori mayut menshu zoryanu velichinu slabshi zori mayut bilshu zoryanu velichinu Vidpovidno do klasifikaciyi Gipparha zoryanu velichinu dzherela domovilisya vvazhati tim bilshoyu chim zorya slabkishe Koli z yavilisya teleskopi i priladi dlya tochnogo vimiryuvannya yaskravosti zir fotometri astronomi vstanovili sho pri perehodi vid klasu do klasu potik svitla vid zir blisk zir zminyuyetsya priblizno v 2 5 razi U 1856 r anglijskij astronom Norman Pogson zaproponuvav suchasnu shkalu zoryanih velichin Pri riznici v odnu zoryanu velichinu vidimij blisk zir zminyuyetsya priblizno v 2 5 razi majzhe yak u Gipparha Riznicya v 5 zoryanih velichin vidpovidaye zmini blisku zir v 100 raziv Todi riznicya na odnu zoryanu velichinu vidpovidaye vidminnosti blisku v 1005 2 512 displaystyle sqrt 5 100 approx 2 512 razi Vidimi zoryani velichini poznachayutsya literoyu m Vidnoshennya blisku Em i Em 1 dvoh zir velichini yakih rozriznyayutsya tochno na odinicyu virazhayetsya chislom Em Em 1 1005 2 512 displaystyle E m E m 1 sqrt 5 100 approx 2 512 Todi zv yazok mizh vidimimi zoryanimi velichinami m2 m1 2 5lg E2 E1 displaystyle m 2 m 1 2 5 lg E 2 E 1 obernenij zv yazok maye viglyad E1 E2 100 4 m2 m1 displaystyle E 1 E 2 10 0 4 m 2 m 1 Cyu zalezhnist nazivayut formuloyu Pogsona Toj fakt sho odni zori mayut bilshij a inshi menshij blisk ne daye spravzhnoyi informaciyi pro zoryu Duzhe yaskrava zorya mozhe mati veliku svitnist ale perebuvati duzhe daleko a tomu mati duzhe veliku zoryanu velichinu Dlya viznachennya spravzhnogo blisku zori vvodyat ponyattya absolyutnoyi zoryanoyi velichini Absolyutna zoryana velichina Dokladnishe Absolyutna zoryana velichina Absolyutna zoryana velichina M ce vidima zoryana velichina yaku mala b zorya yakbi perebuvala na standartnij vidstani v 10 pk abo 32 6 svitlovogo roku Zv yazok mizh absolyutnoyu zoryanoyu velichinoyu M vidimoyu zoryanoyu velichinoyu m i vidstannyu do zori R u parsekah M m 5 5lg R displaystyle M m 5 5 lg R Svitnist zori Dokladnishe Svitnist Svitnist ce povna kilkist energiyi sho viprominyuyetsya v prostir z usiyeyi poverhni zori za odinicyu chasu Svitnist zori harakterizuye potik energiyi viprominyuvanoyi zoreyu v usih napryamkah i maye rozmirnist potuzhnosti Dzh s abo Vt Absolyutna zoryana velichina Soncya v usih diapazonah viprominyuvannya bolometrichna velichina M 4 72 jogo svitnist L 3 86 1026 Vt Svitnist inshih zir zazvichaj viznachayut u vidnosnih odinicyah porivnyuyuchi zi svitnistyu Soncya Za svitnistyu zori mozhut vidriznyatisya v milyard raziv Vidomi zori sho viprominyuyut v desyatki tisyach raziv menshe nizh Sonce A zorya S Zolotoyi Ribi v miljon raziv yaskravisha za Sonce yiyi absolyutna zoryana velichina M 10 6 Sered zir duzhe visokoyi svitnosti vidilyayut giganti i nadgiganti Bilshist gigantiv maye temperaturu 3000 4000 K tomu yih nazivayut chervonimi gigantami Nadgiganti napriklad Betelgejze najpotuzhnishi dzherela svitla Zori yaki mayut malenku svitnist nazivayutsya karlikami Svitnist zalezhit vid temperaturi na poverhni zori ta yiyi radiusa Chislovi znachennya masi radiusa j svitnosti zir prijnyato virazhati v odinicyah masi radiusa j svitnosti Soncya Masi vidomih nam zir zminyuyutsya v mezhah vid 0 01 0 03 korichnevi karliki zori z najmenshoyu masoyu do 60 70 sonyachnih mas blakitni nadgiganti najmasivnishi zori Ostannim chasom z yavilis povidomlennya pro vidkrittya zir z masami do 100 chi to j 200 sonyachnih mas Masoyu zori viznachayetsya yakim chinom zorya zavershit svoye isnuvannya Kolir ta temperatura Dokladnishe Spektralna klasifikaciya zir ta Efektivna temperatura Odniyeyu z najvazhlivishih harakteristik sho viznachayut fizichnij stan nebesnih svitil ye yih temperatura Yak i inshi parametri temperatura svitil viznachayetsya po yih viprominyuvannyu za dopomogoyu tih chi inshih teoretichnih pripushen Zokrema vvazhayetsya sho dzherelo svitla perebuvaye v stani termodinamichnoyi rivnovagi Tak yak ostannye ne zavzhdi maye misce v atmosferah zir to viznachennya temperaturi svitil riznimi metodami mozhut znachno vidriznyatisya odin vid odnogo Efektivna temperatura zori yavlyaye soboyu temperaturu absolyutno chornogo tila rozmiri yakogo dorivnyuyut rozmiram zori i povne viprominyuvannya yakogo dorivnyuye povnogo viprominyuvannya zori Sonce maye poverhnevu temperaturu v 6000 K i temperaturu nadr 13 000 000 K Temperatura zori pevna dlya riznih dilyanok yiyi spektra mozhe buti pri comu riznoyu Pokaznik koloru zir Temperatura zir viznachaye yih kolir Zori z najbilshoyu temperaturi poverhni blizko 30 000 K mayut blakitno bile zabarvlennya Zori poverhneva temperatura yakih blizko 3000 K mayut chervone zabarvlennya Sonce z temperaturoyu 6000 K na poverhni maye zhovte zabarvlennya Zori promizhnoyi poverhnevoyi temperaturi mayut zabarvlennya bile zhovtuvato bile i zhovtuvato chervone Pri comu deyaki iz zir budut zdavatisya nam blakitno bilimi Sirius Vega inshi zori zhovtimi Kapela Spika i nareshti deyaki zori chervonimi Antares Aldebaran Yak zapobizhne zabarvlennya zori prijnyato nastupne viznachayetsya blisk zori sfotografovanij cherez sinij filtr i yiyi zh blisk cherez zhovtij filtr Riznicya cih znachen nazivayetsya pokaznikom koloru zori i prijmayetsya za miru koloru zori Mozhna dati inshe viznachennya koloru zori pokaznikom koloru nazivayut riznicyu mizh fotografichnoyu velichinoyu zori i yiyi vizualnoyu velichinoyu Ostannye viznachennya bazuyetsya na tomu sho fotografichna plastinka najutlivisha do blakitnih promeniv a ochi do zhovto zelenih Fotografichna j vizualna velichini bilih zir tipu Siriusa odnakovi Blakitni zori fotografichno budut bilsh yaskravimi nizh vizualno Tomu riznicya fotografichnoyi i vizualnoyi velichini takih zir bude negativnoyu Zhovti i chervoni zori fotografichno budut mensh yaskravi nizh vizualno Tomu riznicya fotografichnoyi i vizualnoyi velichini takih zir bude pozitivnoyu Rozmiri zir Efektivna temperatura zori viznachayetsya iz zakonu Stefana Bolcmana de q energiya viprominyuvana odiniceyu poverhni zori za odinicyu chasu s postijna Stefana Bolcmana T absolyutna temperatura poverhni zori Potuzhnist viprominyuvana zoreyu radiusa R viznachayetsya zagalnoyu plosheyu yiyi poverhni tobto e 4pR2 q 4pR2 s T4 Z inshogo boku dlya Soncya e 4pR 2 s T 4 Zvidsi mayemo R R L 0 5T 2 T2 de L e e svitnist zori v odinicyah svitnosti Soncya Zori za ridkisnim vinyatkom sposterigayutsya yak tochkovi dzherela viprominyuvannya Ce oznachaye sho yih kutovi rozmiri duzhe mali Navit u najbilshi teleskopi ne mozhna pobachiti spravzhnij disk zori Metodi viznachennya rozmiriv zir za sposterezhennyami zatemnennya Misyacem zori mozhna viznachiti kutovij rozmir a znayuchi vidstan do zori mozhna viznachiti yiyi spravzhni linijni rozmiri bezposeredno rozmiri zori mozhna vimiryati na specialnomu priladi optichnomu interferometri rozmiri zori mozhna rozrahuvati teoretichno vihodyachi z ocinok povnoyi svitnosti j temperaturi za zakonom Stefana Bolcmana Svitnist zori pov yazana z yiyi radiusom formuloyu L sT4 4pR2 abo R R L L 6000 T 4 displaystyle R R bigodot sqrt L L bigodot cdot 6000 T 4 Cej metod dozvolyaye viznachiti radius zori za yiyi temperaturoyu j svitnistyu Rozmiri zir istotno rozriznyayutsya mizh soboyu isnuyut karliki giganti i zvichajni zori yakih bilshist Vimiryuvannya pokazali sho rozmiri bilih karlikiv kilka tisyach kilometriv a rozmiri chervonih gigantiv mozhna porivnyati z rozmirami Sonyachnoyi sistemi Najmenshimi sered zvichajnih zir ye chervoni karliki Masi yih i radiusi desyati chastki sonyachnih a serednya gustina u 10 100 raziv bilsha nizh gustina vodi Bili karliki she menshi ale ce vzhe nezvichajni zori Zorya VY Canis Majoris sho roztashovana v suzir yi Velikogo Psa ye najvidomishim predstavnikom zoryanogo svitu Zorya roztashovana za 5 tisyach svitlovih rokiv vid Sonyachnoyi sistemi Diametr zori stanovit 2 9 mlrd km Masa zir Masa najvazhlivisha harakteristika kozhnoyi zori vid yakoyi zalezhat usi inshi yiyi parametri svitnist radius efektivna temperatura ta inshe Odnak dlya deyakih zir svitnist praktichno nichogo ne govorit pro yihnyu masu Tak zorya gigant zovsim ne obov yazkovo maye buti masivnishoyu za normalnu zoryu karlika Viznachennya zoryanih mas ye skladnoyu zadacheyu Viznacheni masi zir lezhat u mezhah vid 0 1 do 50 M Tobto navit najmenshi za masoyu zori znachno masivnishi bud yakoyi planeti Sonyachnoyi sistemi Pripuskayetsya sho mayut isnuvati zori z masoyu bilshe 100 M U bilshosti vivchenih zir masi lezhat u mezhah vid 0 3 M do 3 M Masu mozhna ociniti dlya zir sho vhodyat u podvijni zoryani sistemi yaksho vidomi velika pivvis orbiti a i period obertannya T U comu vipadku masi viznachayutsya z tretogo zakonu Keplera yakij mozhe buti zapisanij v nastupnomu viglyadi 4p2 T2 G a M1 M2 M1 M2 displaystyle 4 pi 2 T 2 G a cdot M 1 cdot M 2 M 1 M 2 de M1 i M2 masi komponent sistemi G gravitacijna stala Rivnyannya daye sumu mas komponent sistemi Yaksho do togo zh vidomo vidnoshennya orbitalnih shvidkostej to yih masi mozhna viznachiti okremo Na zhal tilki dlya porivnyano nevelikoyi kilkosti podvijnih sistem mozhna takim chinom viznachiti masu kozhnoyi iz zir Usi inshi sposobi ocinok masi nepryami Narazi astronomiya ne maye v svoyemu rozporyadzhenni metodiv pryamogo j nezalezhnogo viznachennya masi izolovanoyi zori dzherelo Dlya zir golovnoyi poslidovnosti vstanovleno sho chim bilsha masa tim visha svitnist zori Cya zalezhnist nelinijna zi zbilshennyam masi vdvichi svitnist zrostaye bilsh nizh u 10 raziv Porivnyannya mas i svitnosti dlya bilshosti zir viyavili taku zalezhnist svitnist priblizno proporcijna chetvertomu stupenyu masi L L M M 4 displaystyle L L bigodot approx M M bigodot 4 Zorya yaka vdvichi masivnisha Soncya viprominyuye priblizno v 16 raziv potuzhnishe Pid diyeyu visokoyi temperaturi miljoni Kelviniv atomi povnistyu ionizuyutsya a vidstani mizh nimi skorochuyutsya Gustina gazu v centri Soncya v sto raziv perevishuye gustinu vodi Temperatura zori takozh zbilshuyetsya v miru nablizhennya do centru Himichnij sklad zoryanoyi rechovini Zhittya zori zalezhit vid himichnogo skladu rechovini Istoriya vivchennya himichnogo skladu zir pochinayetsya z seredini XIX st Na zoryah ne viyavleno zhodnogo nevidomogo himichnogo elementa Yedinij element yakij spochatku bulo vidkrito na Sonci i lishe potim viyavleno na Zemli gelij Najbilshe v zoryah mistitsya vodnyu Priblizno vtrichi menshe v nih geliyu Chastka vazhkih elementiv nevelika na Sonci blizko 2 ale voni za vislovom amerikanskogo astrofizika Devida Greya mov dribka soli v tarilci supu nadayut osoblivogo smaku roboti doslidnika zir dzherelo Vid yih kilkosti deyakoyu miroyu zalezhat i rozmir i temperatura i svitnist zori Pislya vodnyu j geliyu v zoryah najposhirenishi ti sami elementi yaki poshireni na Zemli kisen vuglec azot zalizo ta in Himichnij sklad u zir riznogo viku riznij U najstarishih zir chastka elementiv vazhchih vid geliyu znachno mensha nizh na Sonci U deyakih zoryah vmist zaliza menshe vid sonyachnogo v sotni j tisyachi raziv A ot zir de cih elementiv bulo b bilshe nizh na Sonci porivnyano nebagato Ci zori bagato z nih podvijni yak pravilo ye nezvichajnimi j za inshimi parametrami temperaturoyu napruzhenistyu magnitnogo polya shvidkistyu obertannya Deyaki zori vidilyayutsya za vmistom yakogo nebud odnogo elementa abo grupi elementiv Taki napriklad bariyevi abo rtutno margancevi zori Prichini podibnih anomalij poki malozrozumili Himichnij sklad odin iz fundamentalnih parametriv zori vid yakogo zalezhat yiyi budova i spektr viprominyuvannya Vivchennya himichnogo skladu zir dozvolyaye rozv yazati zagalnonaukovi problemi taki yak pohodzhennya himichnih elementiv evolyuciya zir pohodzhennya i rozvitok Vsesvitu Energiya zir Modeli teploobminu v zoryah Zorya u Vsesviti ye veletenskim yadernim oseredkom Vnaslidok reakcij termoyadernogo sintezu v nadrah zori voden peretvoryuyetsya na gelij Tak zorya nabuvaye energiyu Dlya zir golovnoyi poslidovnosti osnovnim dzherelom energiyi ye yaderni reakciyi z uchastyu vodnyu proton protonnij cikl harakternij dlya zir z masoyu blizko sonyachnoyi i CNO cikl vuglecevij sho jde tilki v masivnih zoryah i tilki pri nayavnosti v yih skladi vuglecyu Na piznishih stadiyah evolyuciyi zori mozhut vidbuvatisya yaderni reakciyi i z vazhchimi elementami azh do zaliza Zorya perebuvaye na golovnij poslidovnosti duzhe dovgo Gorinnya vodnyu najtrivalisha stadiya evolyuciyi zori oskilki v molodij zori vodnyu do 70 vid vsiyeyi masi Pri peretvorenni vodnyu na gelij vidilyayetsya velika kilkist energiyi Vaga verhnih shariv zori vrivnovazhuyetsya na stadiyi golovnoyi poslidovnosti tiskom zoryanogo gazu Zori masa yakih perevishuye masu Soncya v kilka raziv realizuyut inshi termoyaderni reakciyi v yakih golovnimi uchasnikami ye yadra geliyu Vidilennya energiyi pri gorinni geliyu priblizno na poryadok menshe nizh pri gorinni vodnyu tomu chas perebuvannya i chislo zir na cij stadiyi znachno menshe nizh na golovnij poslidovnosti Ale zavdyaki visokij svitnosti ce zori sho perebuvayut na stadiyi chervonogo giganta abo nadgiganta voni dobre vivcheni Najvazhlivisha reakciya u cih zir potrijna alfa reakciya Pri vishih temperaturah yak pokazuyut teoretichni rozrahunki vidbuvayutsya reakciyi gorinnya C12 O16 Ne20 Mg24 Si28 Energovidilennya v nih mozhna porivnyati z energovidilennyam 3a reakciyi prote potuzhne nejtrinne viprominyuvannya cherez visoku temperaturu 2 109 K robit chas zhittya zori na cih stadiyah nabagato menshim nizh na stadiyi gorinnya geliyu Jmovirnist viyavlennya takih zir vkraj mala i v danij chas nemaye zhodnogo vpevnenogo ototozhnennya zori v spokijnomu stani sho vidilyaye energiyu za rahunok spalyuvannya S12 abo vazhchih elementiv Zori golovnoyi poslidovnosti ye najposhirenishimi u Vsesviti Sonce tipova zorya golovnoyi poslidovnosti za ostanni 5 milyardiv rokiv vzhe vitratilo polovinu vodnevogo paliva i zmozhe pidtrimuvati svoye isnuvannya protyagom she 6 7 milyardiv rokiv persh nizh zapasi vodnyu v jogo yadri vicherpayutsya Todi Sonce peretvoritsya na chervonogo giganta Modeli zir Dlya pobudovi modeli zori tobto znahodzhennya rozpodilu tisku gustini j temperaturi vid centra zori do yiyi poverhni dostatno shob buli vidomi yiyi parametri masa radius ta svitnist ris 1 Dokladnishe kartinu pobudovi modeli zori daye teoriya vnutrishnoyi budovi zori zokrema osnovni yiyi rivnyannya U nadrah Soncya vidbuvayetsya promenistij perenos energiyi u zovnishnij obolonci konvektivnij Viyavilos sho taku budovu mayut usi zori golovnoyi poslidovnosti tovshina zovnishnoyi konvektivnoyi zoni tim bilsha chim mensha efektivna temperatura zori U zir verhnoyi chastini golovnoyi poslidovnosti zovnishnoyi konvektivnoyi zoni nemaye Taki zori mayut bilshe konvektivne yadro otochene promenistoyu obolonkoyu ris 2 Skladnishu model mayut chervoni giganti ta nadgiganti U centri giganta roztashovane izotermichne yadro u yakomu temperatura praktichno nezminna jogo radius skladaye priblizno 0 001R masa 0 25M Yadro otochene tonkim sharom u yakomu vidbuvayutsya energiyi za rahunok termoyadernih reakcij Dali shar tovshinoyu priblizno 0 1R u yakomu energiya perenositsya viprominyuvannyam Cej rozdil potrebuye dopovnennya gruden 2017 PrimitkiZorya Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 184 185 ISBN 966 613 263 X Ivanov 2011 s 15 Andriyevskij 2007 s 284 Prishlyak 2011 Masi nebesnih til Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 272 274 ISBN 966 613 263 X Vikishovishe maye multimedijni dani za temoyu Budova zoriLiteratura1 Klimishin I A Elementarnaya astronomiya M Nauka Gl red fiz mat lit 1991 2 Kulikovskij P G Spravochnik lyubitelya astronomii M URSS 2002 3 Schwarschild M Structure ahd evolutioh of the stars 1958 russkij perevod Shvarcshild M Stroenie i evolyuciya zvezd M Izd vo inostr lit 1961 4 Prishlyak M P Astronomiya 11 klas Pidruchnik Harkiv Ranok 2011 159 s 5 Dagaev M M Charugin V M Astrofizika Kniga dlya chteniya po astronomii M Prosveshenie 1988 6 Ivanov V V Fizika zvezd Sankt Peterburg Sankt Peterburgskij gosudarstvennyj universitet Kafedra astrofiziki 2011 395 s 7 Andriyevskij S M Klimishin I A Kurs zagalnoyi astronomiyi navchalnij posibnik Odesa Astroprint 2007 480 s PosilannyaVideo Teleperedachi po astronomii Zvezdy ros Klassifikaciya zvezd ros Div takozhSpektralna klasifikaciya zir Diagrama Gercshprunga Rassela Rivnyannya vnutrishnoyi budovi zir