јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > Ќайважлив≥ш≥ законом≥рност≥ у св≥т≥ з≥р. ≈волюц≥¤ з≥р

Ќайважлив≥ш≥ законом≥рност≥ у св≥т≥ з≥р. ≈волюц≥¤ з≥р

ћи бачили, що ≥снують ≥ поодинок≥, ≥ подв≥йн≥, ≥ кратн≥ зор≥, зм≥нн≥ зор≥ р≥зних тип≥в, нов≥ й наднов≥, надг≥ганти ≥ карлики, зор≥ найр≥зноман≥тн≥ших розм≥р≥в, св≥тностей, температур ≥ густин. „и не створюють вони хаос ф≥зичних характеристик? ¬и¤вл¤Їть≠с¤, н≥. ”загальнюючи здобут≥ дан≥ про зор≥, встановили р¤д зако≠ном≥рностей м≥ж ними.

«≥ставл¤ючи в≥дом≥ маси ≥ св≥тност≥ з≥р, переконуЇмос¤, що ≥з зб≥льшенн¤м маси швидко зростаЇ св≥тн≥сть з≥р: L ї m3,9. «а ц≥Їю так званою залежн≥стю Ђмаса Ч св≥тн≥стьї можна визначи≠ти масу поодинокоњ зор≥, знаючи њњ св≥тн≥сть (б≥л≥ карлики ц≥й залежност≥ не п≥дл¤гають).

ƒл¤†† найпоширен≥ших†† тип≥ↆ з≥р†† справджуЇтьс¤†† формула

L ї R5,2, де R Ч рад≥ус зор≥. ¬ ус≥х випадках беретьс¤ повна св≥тн≥сть. ÷≥ формули показують, що включен≥ до них ф≥зичн≥ характеристики з≥р взаЇмопов'¤зан≥.

Ќадзвичайно великий ≥нтерес становить з≥ставленн¤ св≥тност≥ з≥р з њхн≥ми температурою ≥ кольором. ÷ю залежн≥сть подано на : д≥аграм≥ Ђкол≥р Ч св≥тн≥стьї (  Ч —) (д≥аграма √ерцшпрунга Ч –ессела, див. задн≥й форзац). Ќа ц≥й д≥аграм≥ по ос≥ ординат в≥д≠кладають логарифми св≥тностей чи абсолютн≥ зор¤н≥ величини ћ, а по ос≥ абсцис Ч спектральн≥ класи, або в≥дпов≥дн≥ њм логариф≠ми температур, або величину, ¤ка характеризуЇ кол≥р. “очки, що в≥дпов≥дають зор¤м з в≥домими характеристиками, розм≥щуютьс¤ на д≥аграм≥ не хаотично, а вздовж де¤ких л≥н≥й Ч посл≥дов≠ностей. Ѕ≥льш≥сть њх розм≥щуЇтьс¤ вздовж похилоњ л≥н≥њ, що йде зл≥ва зверху вправо вниз. ” цьому напр¤м≥ зменшуютьс¤ одно≠часно св≥тност≥, рад≥уси й температури з≥р. ÷е головна посл≥дов≠н≥сть. Ќа н≥й. стр≥лкою позначено положенн¤ —онц¤ ¤к зор≥ Ч жовтого карлика. ѕаралельно головн≥й посл≥довност≥ розм≥щуЇть≠с¤ посл≥довн≥сть субкарлик≥в, ¤к≥ на одну зор¤ну величину слабш≥, н≥ж зор≥ головноњ посл≥довност≥ з такою самою температурою. ”гор≥ паралельно ос≥ абсцис розм≥щена посл≥довн≥сть над≠г≥гант≥в. ” них кол≥р ≥ температура р≥зн≥, а св≥тн≥сть майже од≠накова.

¬≥д середини головноњ посл≥довност≥ вправо вгору в≥дходить посл≥довн≥сть червоних г≥гант≥в. Ќарешт≥, внизу м≥ст¤тьс¤ б≥л≥ карлики з р≥зними температурами. Ѕ≥ло-голубу посл≥довн≥сть ста≠новл¤ть зор≥, що спалахують ¤к нов≥, та ≥нш≥ типи гар¤чих з≥р.

Ќалежн≥сть зор≥ до т≥Їњ чи ≥ншоњ посл≥довност≥ можна розп≥з≠нати за де¤кими детал¤ми в њњ спектр≥.

як бачимо, в природ≥ не ≥снуЇ дов≥льних комб≥нац≥й маси, св≥тност≥, температури й рад≥уса. «а теор≥Їю м≥сце зор≥ на д≥а≠грам≥   Ч — визначаЇтьс¤ насамперед њњ масою ≥ в≥ком, отже д≥аграма в≥дображаЇ еволюц≥ю з≥р.

„им масивн≥ша зор¤, тим вища температура в њњ надрах ≥ тим швидше Ђвигор¤Її водень, перетворюючись у гел≥й. √олуб≥ зор≥, що належать до головноњ посл≥довност≥, Ђспалюютьї водень за 106Ч107 рок≥в, а так≥, ¤к —онце, лише за 10'∞ рок≥в. ¬нутр≥шньоњ енерг≥њ —онц¤ вистачить ще на м≥ль¤рди рок≥в.

« вигор¤нн¤м водню в центр≥ зор≥ њњ еволюц≥¤ прискорюЇтьс¤. «ор¤ перетворюЇтьс¤ у червоний г≥гант. ” щ≥льному й гар¤чому ¤д≠р≥ в червоних г≥гантах в≥дбуваЇтьс¤ реакц≥¤ синтезу вуглецю з ге≠л≥ю. ≤з зменшенн¤м запас≥в гел≥ю ц¤ реакц≥¤ припин¤Їтьс¤. «ор¤ стискуЇтьс¤, переходить у стан б≥лого, надзвичайно густого кар≠лика. ћаючи невелику поверхню (≥ тому витрачаючи мало енер≠г≥њ), б≥лий карлик може св≥тити дуже тривалий час. “ак в≥дбу≠ваЇтьс¤ еволюц≥¤ —онц¤ й з≥р, маса ¤ких не перевищуЇ його масу.

” зор¤ному ¬сесв≥т≥ в≥дбуваютьс¤ не т≥льки пов≥льн≥ зм≥ни, а й швидк≥, нав≥ть катастроф≥чн≥. Ќаприклад, за час пор¤дку ро≠ку звичайна на вигл¤д зор¤ спалахуЇ ¤к наднова ≥ приблизно за той самий час њњ ¤скрав≥сть спадаЇ. ¬насл≥док цього вона, ма≠буть, перетворюЇтьс¤ в крих≥тну зорю, розм≥ром близько 10Ч 20 км, ¤ка складаЇтьс¤ з нейтрон≥в ≥ обертаЇтьс¤ з пер≥одом по≠р¤дку секунди й швидше (нейтронну зорю). њњ густина зростаЇ до густини атомних ¤дер (1016 кг/м3) ≥ вона стаЇ могутн≥м випро≠м≥нювачем рад≥о- й рентген≥вських промен≥в, що, ¤к ≥ њњ св≥тло, пульсують з пер≥одом обертанн¤ зор≥. ѕрикладом такого пуль≠сара, ¤к њх називають, Ї слабка з≥рочка в центр≥  рабрпод≥бноњ рад≥отуманност≥, що розширюЇтьс¤. «алишк≥в спалах≥в над≠нових з≥р у вигл¤д≥ пульсар≥в ≥ рад≥отуманностей, на зразок  рабо-под≥бноњ, в≥домо вже багато.

Ќейтронн≥ зор≥ Ч це к≥нцева стад≥¤ еволюц≥њ з≥р з ненабагато б≥льшою, н≥ж у —онц¤, масою.

¬важають, що зор≥ з масою, ¤ка значно перевищуЇ сон¤чну, завершують свою еволюц≥ю, перетворюючись в об'Їкт великоњ густини розм≥ром приблизно ¤к нейтронна зор¤, грав≥тац≥йне поле ¤кого перешкоджаЇ випром≥нюванню св≥тла. “акий об'Їкт нази≠вають чорною д≥рою.

Ѕ≥л≥ карлики, нейтронн≥ зор≥ й чорн≥ д≥ри, ≥снуванн¤ ¤ких пе≠редбачено теор≥Їю, але ще не п≥дтверджено спостереженн¤ми, Ї к≥нцевими стад≥¤ми еволюц≥њ з≥р р≥зноњ маси. ≤з речовини, вики≠нутоњ зор¤ми, у майбутньому можуть утворюватис¤ зор≥ нового по≠кол≥нн¤. ¬ ц≥лому процес формуванн¤ й розвитку з≥р стаЇ зрозум≥≠лим, ¤кщо розгл¤дати њх ¤к складову частину вс≥Їњ зор¤ноњ сис≠теми Ч √алактики.

1

Ќазва: Ќайважлив≥ш≥ законом≥рност≥ у св≥т≥ з≥р. ≈волюц≥¤ з≥р
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (714 прочитано)