Зоря: відмінності між версіями
| [перевірена версія] | [неперевірена версія] |
Вилучено вміст Додано вміст
Немає опису редагування |
|||
Рядок 1:
'''Зоря́''' (також '''Зірка''', {{lang-el|hoi Asteres}}) — велетенське розжарене, самосвітне [[небесне тіло]], у надрах якого ефективно відбуваються (або відбувались) [[термоядерна реакція|термоядерні реакції]]. [[Сонце]] — одна із зір, середня за своїми розмірами та [[світність|світністю]].Зорі поряд з іншими [[небесне тіло|небесними тілами]] вивчає [[наука]] [[астрономія]]. Моделювання фізичних процесів, що відбуваються в зірках входить до кола зацікавлень [[астрофізика|астрофізики]]. У багатьох зірок наявні власні [[Екзопланета|екзопланети]], — як подібні до [[планета|планет]] [[Сонячна система|Сонячної системи]], так і геть відмінні.▼
▲Зорі поряд з іншими [[небесне тіло|небесними тілами]] вивчає [[наука]] [[астрономія]]. Моделювання фізичних процесів, що відбуваються в зірках входить до кола зацікавлень [[астрофізика|астрофізики]]. У багатьох зірок наявні власні [[Екзопланета|екзопланети]], — як подібні до [[планета|планет]] [[Сонячна система|Сонячної системи]], так і геть відмінні.
== Зоряна величина ==
Неозброєним оком на небі видно близько 6000 зір
▲Неозброєним оком на небі видно близько 6000 зір<!--, по 3000 в кожній півкулі{{Джерело?}}Щодо 3000 у кожній півкулі-->. Астрономи античності поділяли їх за яскравістю на шість зоряних величин. Найяскравіші зорі належали до першої величини, найтьмяніші — до шостої. Пізніше, із появою [[телескоп]]ів та розвитком техніки спостережень, постала потреба визначати зоряні величини точніше та розширити діапазон зоряних величин. Формально було визначено, що зоря першої величини рівно у сто раз яскравіша за зорю шостої. За такого визначення деякі яскраві зорі мають нульову і навіть від'ємну зоряну величину. Наприклад, найяскравіша зоря нічного неба [[Сіріус]] має зоряну величину −1,47<sup>m</sup><ref>{{SIMBAD link|Sirius |SIMBAD Query result: Sirius|accessdate=2010-06-21}} {{ref-en}}</ref>. Сучасна шкала дозволяє також одержати значення і для [[Сонце|Сонця]]: −26,8<sup>m</sup>. У той же час орбітальний телескоп [[Хаббл (телескоп)|«Хаббл»]] може спостерігати тьмяні зорі до 31,5<sup>m</sup> у видимому світлі. Усі видимі з Землі зорі (навіть ті, що доступні для спостереження за допомогою найпотужніших телескопів) розташовані в [[Місцева група|місцевій групі]] галактик.
== Шкала міжзоряних відстаней ==
=== Відстані до найближчих зір ===
[[Файл:парсек.png|right]]
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 [[паралакс]]ом зорі і застосовують для вимірювання відстані до неї на основі тригонометричних співвідношень між сторонами і кутами [[трикутник]]а, в якому відомий кут π та основа — піввісь земної орбіти.
Рядок 21 ⟶ 15:
Поряд із парсеком застосовується ще одна особлива одиниця виміру відстані — [[світловий рік]]. Він дорівнює відстані, яку світло долає протягом року, тобто 9,46×10<sup>12</sup>км, або 0,307 пк.
Найближчою до Сонця зіркою є [[Проксима|Проксима Центавра]] — [[червоний карлик]] 11-ї зоряної величини. Вона має паралакс 0,77", тобто відстань до неї становить 1,3 пк
За методом тригонометричного [[паралакс]]у можна визначити лише відстані до найближчих зір. Зокрема, в [[астрометрія|астрометричному]] проекті [[Гіппаркос]] досягнуто точність виміру паралаксів близько однієї [[кутова мілісекунда|кутової мілісекунди]], що дозволяє безпосередньо вимірювати відстані до зір, розташованих ближче 1000 [[парсек]]. Однак для більш віддалених об'єктів паралакс настільки малий, що перебуває в межах похибки його вимірювання. Для визначення відстані до них застосовують інші методи.
Рядок 36 ⟶ 30:
[[Цефеїди]] — [[змінні зорі]] великої світності ([[Гігант (зоря)|гіганти]] та [[надгігант]]и). 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:
:<math>M_V = -3.88 - 2.87(\text{lg} P - 1) </math>
де:
Рядок 65 ⟶ 59:
== Класифікація зір ==
Класифікації зір почали будувати відразу після того, як почали отримувати їхні [[спектр]]и. У першому наближенні спектр зорі можна описати як [[випромінювання]] [[абсолютно чорне тіло|абсолютно чорного тіла]] з накладеними на нього [[Фраунгоферові лінії|лініями поглинання або випромінювання]]. Головний чинник, що впливає на вигляд спектру, це [[температура]], тож спектральна класифікація за своєю сутністю є температурною.
Одну з найвідоміших спектральних класифікацій розроблено в [[Гарвардська обсерваторія|Гарвардській обсерваторії]] в [[1890]]-[[1924]] роках під час складання [[каталог Генрі Дрепера|каталогу Генрі Дрепера]] (тому іноді її називають Дреперівською класифікацією)
{|class="standard sortable" style="text-align: center;"
Рядок 131 ⟶ 124:
=== Діаграма Герцшпрунга—Рассела ===
[[Файл:HR-diag-no-text-4.svg|thumb|350px| [[Діаграма Герцшпрунга-Рессела]].]]
На початку XX століття, [[Ейнар Герцшпрунг]] і [[Генрі Норріс Рассел|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 [[головна послідовність|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 [[діаграма Герцшпрунга-Рессела|діаграми Герцшпрунга-Рессела]], на якому зоря перебуває більшу частину свого існування. У цей час витрати [[енергія|енергії]] на [[випромінювання]] компенсуються за рахунок енергії, що виділяється в [[ядерний синтез|термоядерних реакціях]] перетворення [[гідроген]]у на [[гелій]]. Час перебування на головній послідовності визначається масою
=== Сучасна класифікація ===
Рядок 146 ⟶ 136:
== Змінні зорі ==
Змінна зоря — це зоря, за всю історію спостереження якої хоч один раз зафіксовано зміну її блиску. Причин змінності багато і пов'язані вони можуть бути не тільки з внутрішніми процесами: якщо [[подвійна зоря|зоря подвійна]] і промінь зору лежить у площині обертання компонентів (або під невеликим кутом до нього), то час від часу одна зоря закриватиме іншу від спостерігача, що спостерігається як зменшення блиску; блиск може змінитися якщо світло від зорі пройде крізь сильне [[гравітаційне поле]]. Однак у більшості випадків змінність пов'язана з нестабільними внутрішніми процесами. В останній версії [[ЗКЗЗ|загального каталогу змінних зір]] прийнято наступний поділ змінних зір:
* '''Еруптивні змінні зорі''' — це зорі, що змінюють свій блиск в силу бурхливих процесів і спалахів в їх [[хромосфера]]х і [[сонячна корона|коронах]]. Зміна [[світність|світності]] відбувається зазвичай внаслідок змін в оболонці або втрати маси в формі [[зоряний вітер|зоряного вітру]] змінної інтенсивності та/або взаємодії з міжзоряним середовищем.
Рядок 156 ⟶ 145:
Наведений перелік класів змінності не є остаточним: кожен з класів поділено на окремі типи змінних, додаються нові типи змінності.
== Зоряні системи ==
Зорі можуть бути поодинокими й кратними: [[Подвійні зорі|подвійними]], потрійними і більшої кратності. У разі, коли до системи належить понад десяти зір, її називають [[зоряне скупчення|зоряним скупченням]]. [[Подвійна зоря|Подвійні]] ([[кратна зоря|кратні]]) зорі дуже поширені. За деякими оцінками, більше 70% зір у Галактиці кратні
=== Подвійна зоря ===
Подвійна зоря, або подвійна система — дві гравітаційно-зв'язані зорі, які обертаються замкненими орбітами навколо спільного [[центр інерції|центру мас]]. За допомогою подвійних зір існує можливість дізнатися [[маса|маси]] зір і побудувати різні залежності.
Рядок 185 ⟶ 158:
=== Зоряні скупчення ===
==== Кулясті ====
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 [[Всесвіт]]і. 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 [[нейтронна зоря|нейтронних зір]]
▲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 [[Всесвіт]]і. 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 [[нейтронна зоря|нейтронних зір]]{{Джерело?}}, [[цефеїда|цефеїд]]{{Джерело?}} і [[білий карлик|білих карликів]]; передбачається також наявність [[чорна діра|чорних дір]]. Нерідко в скупченнях відбуваються спалахи [[Нова зоря|нових зір]].
Кулясті скупчення відрізняються високою концентрацією зір. Приміром, у кубічному [[парсек]]у 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 догалактичної хмари, з якої згодом сформувалась [[Галактика]]. У [[Чумацький Шлях|Чумацькому Шляху]] налічують понад 150 кулястих скупчень
==== Розсіяні ====
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.
Рядок 202 ⟶ 172:
Розсіяні скупчення досить численні. Їх відомо більше, ніж [[кулясте скупчення|кулястих]]. Деякі з них розташовані неподалік від [[Сонце|Сонця]] — наприклад, до скупчення [[Гіади (зоряне скупчення)|Гіади]] близько 40 [[парсек]]ів.
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 зорі|змінні]]. Розсіяні скупчення мають невелику масу. Їх гравітаційне поле не здатне утримувати компоненти разом тривалий час і вони поступово віддаляються одна від одної
==== Асоціації ====
Асоціація зір — розріджене скупчення молодих зір високої [[світність|світності]], що відрізняється від інших типів скупчень своїм розміром (близько 200 — 300 світлових років). Асоціації, здебільшого, пов'язані з хмарами [[молекула|молекулярного]] [[газ]]у, що має порівняно низьку температуру. Цей газ є «будівельним матеріалом» для зір. Утворені масивні зорі нагрівають навколишній молекулярний газ, який з часом розсіюється в [[міжзоряний простір|міжзоряному середовищі]]. Асоціації, так само як і [[розсіяне скупчення|розсіяні скупчення]], нестійкі. Вони повільно розширюються, і їхні компоненти віддаляються один від одного.
== Еволюція зір ==
Після створення теорії внутрішньої будови зір та їхньої еволюції стало можливим і пояснення існування класів зір. Виявилося, що все різноманіття зір зумовлене здебільшого відмінностями у їх масі та залежить від еволюційного етапу, на якому перебуває зоря.
=== Протозоря ===
[[Файл:Starsinthesky.jpg|right|thumb|Область зореутворення у [[Велика Магелланова Хмара|Великій Магеллановій Хмарі]]. [[NASA]]/[[ESA]] image.]]
Рядок 223 ⟶ 190:
Вважається, що зорі типу T Тельця є завершальною стадією еволюції протозір невеликої маси перед виходом їх на [[головна послідовність|головну послідовність]] [[діаграма Герцшпрунга—Рассела|діаграми Герцшпрунга—Рассела]].
Вони належать до [[спектральна класифікація зір|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 [[головна послідовність|головної послідовності]] тієї ж маси, але вони мають дещо більшу [[світність]], тому що їх радіус більший. Основним джерелом їх енергії є гравітаційне стиснення
У спектрі зір типу T Тельця наявний [[літій]], який відсутній у спектрах [[Сонце|Сонця]] та інших зір [[головна послідовність|головної послідовності]], оскільки він спалюється у термоядерних реакціях за температури вище 2 500 000 K
=== Головна послідовність ===
Наступний етап еволюції зорі — спалювання запасів [[водень|водню]] (точніше — перетворення його на [[гелій]]). Це повільний процес, на який припадає більшість часу існування зорі. У цей час зоря перебуває на [[головна послідовність|головній послідовності]] [[діаграма Герцшпрунга-Рассела|діаграми Герцшпрунга-Рассела]]. Час перебування зорі на головній послідовності залежить від маси зорі (M) і приблизно дорівнює <math>t_{ms} = \frac {10^{10}} {M^3}</math><ref name="aesz">{{А-Е-С|Зоря|184—185|z1}}</ref>, 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.▼
▲Наступний етап еволюції зорі — спалювання запасів [[водень|водню]] (точніше — перетворення його на [[гелій]]). Це повільний процес, на який припадає більшість часу існування зорі. У цей час зоря перебуває на [[головна послідовність|головній послідовності]] [[діаграма Герцшпрунга-Рассела|діаграми Герцшпрунга-Рассела]]. Час перебування зорі на головній послідовності залежить від маси зорі (M) і приблизно дорівнює <math>t_{ms} = \frac {10^{10}} {M^3}</math><ref name=aesz/>, 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.
=== Подальша еволюція ===
Після того, як водень у ядрі здебільшого «вигорить», термоядерні реакції перестають виробляти достатню кількість енергії для того, щоб підтримувати сталий, потрібний для врівноваження сил [[гравітація|гравітації]], тиск. Внаслідок зменшення тиску зоря знову починає стискатися, що призводить до збільшення [[густина|густини]] та температури в ядрі. Якщо маса зорі перевищує половину маси сонця у її ядрі виникають умови для перебігу [[потрійна альфа-реакція|потрійної альфа-реакції]], у якій три [[ядро атома|ядра]] гелію перетворюється на ядро [[вуглець|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 [[Гігант (зоря)|гігантів]].
Якщо маса зорі досить велика, невдовзі після [[спалах гелієвого ядра|гелієвого спалаху]] «спалахує» [[вуглець]] і [[кисень]]; кожна з цих подій викликає значну перебудову зорі і її швидке пересування по [[діаграма Герцшпрунга-Рессела|діаграмі Герцшпрунга — Рессела]]. Розмір атмосфери зорі збільшується ще більше, і вона починає інтенсивно втрачати газ у вигляді [[зоряний вітер|зоряного вітру]]. Подальша доля зорі повністю залежить від її маси.
==== Білі карлики ====
Від переважної більшості зір, маса яких після скидання оболонки не перевищує [[межа Чандрасекара|межі Чандрасекара]] (≈1,4 [[маса Сонця|маси Сонця]]) через кілька десятків тисяч років, залишається дуже гаряче компактне ядро, яке називають [[білий карлик|білим карликом]]. Інші джерела термоядерної енергії для цих зір недоступні. Вони завершують свою еволюцію, поступово охолоджуються і стискаються, доки тиск [[вироджений газ|вироджених]] електронів не врівноважить [[гравітація|гравітацію]]. Їхня [[густина]] стає в мільйон разів більшою за густину води.
Рядок 244 ⟶ 207:
==== Наднові ====
Наднові - зорі, які завершують свою еволюцію катастрофічним вибухом. Терміном «наднові» було названо зорі, які спалахують набагато (на порядки) сильніше від так званих [[нова зоря|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.
==== Нейтронні зорі ====
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 [[пульсар]]и, які вважають нейтронними зорями.
== Зорі у міфології ==
Поява [[мореплавство|мореплавства]] та [[рільництво|рільництва]] спричинила обожнювання зірок{{Джерело?}}. У давнину люди об’єднували групи зірок у [[сузір’я]] і давали їм назви людей (за фахом тощо), [[тварини|тварин]], [[рослини|рослин]] і речей. Чимало назв сузір’їв та зірок пов’язано з [[Давньогрецька міфологія|грецькою міфологією]]. [[Александрія|Александрійські]] вчені у [[3 ст. до н. е.]] звели в певну систему уявлення [[античність|античності]] про сузір’я, дали їм назви, які збереглися досі. [[Велика Ведмедиця (сузір'я)|Велика Ведмедиця]] пов’язана з міфом про [[Каллісто]]; [[Візничий (сузір'я)|Візничий]] — кучер [[Еномай|Еномая]] [[Міртіл]]; [[Волопас (сузір'я)|Волопас]] — [[Тріптолем]], узятий на небо. Сузір’я [[Діва (сузір'я)|Деви]] пов’язане з міфом про нещастя дочки [[Ікарій|Ікарія]] або з міфом про [[Астрея|Астрею]], що залишила землю. Сузір’я [[Геркулес (сузір'я)|Геркулеса]], Гіад, [[Дельфін (сузір'я)|Дельфіна]] мають стосунок до міфа про [[Аріон]]а або [[Діоніс]]а й тірренських розбійників, відомі сузір’я [[Дракон (сузір'я)|Дракона]] — до Ладона, який стеріг [[сад Гесперид]], [[Змієносець (сузір'я)|Змієносця]] — до [[Асклепій|Асклепія]]. [[Кассіопея (сузір'я)|Кассіопея]], [[Цефей (сузір'я)|Цефей]], [[Персей (сузір'я)|Персей]], [[Андромеда (сузір'я)|Андромеда]] — група сузір’їв, пов’язаних з міфом про [[Персей|Персея]] та [[Андромеда|Андромеду]], корабель [[Арго]] — з міфом про аргонавтів. [[Чумацький Шлях|Молочний шлях]] пов’язували з міфами про дорогу з [[Олімп]]у на землю або з розлитим молоком [[Гера|Гери]]; [[Оріон]] — мисливець, якого вбила [[Артеміда]]; [[Пегас (сузір'я)|Пегас]] — крилатий кінь [[Беллерофонт]]а; [[Плеяди]] — дочки [[Атлант]]а<ref>[[Словник античної міфології]]</ref>.
| |||