Зорі

Визначення і загальна характеристика

ЗО́РІ — самосвітні космічні обʼєкти, у надрах яких ефективно від­буваються чи від­бувалися термо­ядерні реакції пере­творе­н­ня водню на гелій або гелію на вуглець за високих температур у внутрішніх зонах. У зорях сконцентровано до 90 % речовини галактик. Форма зір, окрім тісних по­двійних, близька до сферичної. Понад половина зір нашої Галактики — кратні, гравітаційно звʼязані системи, де дві, три і більше зір обертаються навколо спільного центру мас. Най­ближча зоря до Землі — Сонце.

Структура типової, найбільш роз­по­всюдженої в Галактиці зорі-карлика спектрального класу А

Якщо систему складають понад 10 зір, її називають зоряним скупче­н­ням. Кратні системи дуже поширені (за деякими оцінками — понад 70 %). Серед 32-х най­ближчих до Землі зір — 12 кратних, з них 10 по­двійних. В околі 20 пк від Сонячної системи нараховують понад 3000 зір, близько половини з них — по­двійні. У нашій Галактиці понад 100 млрд зір і лише близько 0,01 % їх занесено в зоряні каталоги. Отож, пере­важну більшість зір, що спо­стерігають у великі теле­скопи, не по­значено й не полічено. Най­яскравіші зорі від­давна одержали свої імена, багато з них вживаються і донині, напр., Альдебаран, Алголь, Денеб, Рігель. У першому зоряному каталозі «Uranometria» (1603), де зображено сузірʼя і повʼязані з їхніми на­звами легендарні фігури, його укладач, нім. астроном Й. Байєр, вперше по­значив зорі буквами грец. алфавіту при­близно в порядку зменше­н­ня їх блиску: α — най­яскравіша зірка сузірʼя, β — друга за яскравістю тощо, — а коли закінчився алфавіт, продовжив за латинським. Повний опис зір складався із по­значки за яскравістю і лат. назви сузірʼя, напр., Сіріус — най­яскравіша зоря у сузірʼї Великого Пса (Canis Major), тому її написа­н­ня α Canis Majoris, чи скорочено α CMa; Алголь, друга за яскравістю зоря в Персеї, — β Persei (β Per). Деякі зорі іноді називають іменами вчених, котрі вперше описали їх унікальні властивості, напр., є зорі, на­звані на честь амер. астронома Е. Барнарда, нідерланд. Я. Каптейна та ін.

Важливим параметром, вiд якого залежить тривaлicть iснува­н­ня («життя» зорі), свiтнiсть i кiнцева доля зорі, є її маса. На­ймасивніші (і найгарячіші) вичерпують свій запас енергії протягом кількох міль­йонів років, натомість крихітні карликові зорі можуть продовжувати горіти багато мільярдів років. Маси зір варіюються вiд 0.05 до 80 M๏. Значно бiльше зорі вiдрiзняються за своїми роз­мiрами (вiд 10 км для нейтрон­них зір до 10³ R๏ для червоних надгiгантiв). Найразючiшi вiдмiн­ностi зір у свiтностях L: вiд 10 L๏ для слабких карликiв до 10¹⁰ L๏ для наднових (протягом короткого часу вибуху). Вiд­станi мiж зорями вимiрюють у парсеках або свiтлових роках; великі від­стані, такі як радіус зір-гігантів, часто ви­значають в астрономічних одиницях.

За фiзичним станом, у якому пере­буває основна маса зоряної речовини, роз­різняють зорі звичайнi, бiлi карлики та нейтрон­нi. Звичайні зорі складаються з речовини у звичному для нас станi; у бiлих карликах густина речовини в міль­йони разів вища за нормальну, при такій густині радіус білого карлика сонячної маси в 100 разів менший від радіуса Сонця; густина речовини нейтрон­них зір близька до густини атомного ядра, тобто сягає значень ~10¹⁵ г/см³, а її радіус становить 10–18 км.

За свiтностями (абсолютними зоряними величинами) зорі подiляють на низку класів:

• гіпергіганти (R136a1, S Doradus, Eta Carinae та ін.),
• надгіганти (Антарес, Бетельгейзе, Дельта Цефея, Денеб, Рігель та ін.),
• гіганти (Адара, Альдебаран, Альціона, Арктур, Капел­ла, Лямбда Оріона, Пол­лукст, Тубан та ін.),
• субгіганти (Проціон та ін.),
• зорі головної послідовності, або карлики (це пере­важна більшість зір, напр., Алголь, Алкаїд, Алькор, Альтаїр, Вега, Сіріус, Сонце, Шератан та ін.),
• субкарлики (V1093 Геркулеса, HW Діви та ін.),
• білі карлики (Сіріус Б, Проціон Б, Глізе 223.2, Зоря ван Маанена та ін.).

Специфічні особливості спектрів зір покладені в основу зоряної спектральної класифікації, яка певною мірою від­ображає їх еволюційний статус і поверх­неві температури. Спектральні класи зір по­значають лат. літерами і записують у такій послідовності: O–B–A–F–G–K–M. Так, З. спектральних класiв O, B, A називають ран­нiми, гарячими; класiв F i G — сонячними; K, M — холодними, або пiзнiми. Температуру зовнішніх шарів зір ви­значають за їхніми кольорами: червоні зорі мають 2000–3000 К, жовті — 6000–7000 К, білі — 12 000 К, голубі — 25 000 К. Особливості зміни блиску зір до­зволяють виділити по­стійні та змін­ні зорі. Змін­ні диференціюють на фізично змін­ні (зміни їх блиску зумовлені фізичними процесами у зорях — пульсаціями, спалахами, еруптивними процесами) та затемнювані зорі (зміни блиску спричинені покри­т­тям, затемне­н­ням одного компонента по­двійної системи іншим). Фізична змін­ність притаман­на майже всім молодим зорям, певні її форми і прояви характерні для певних етапів зоряної еволюції. Спектри, швидкостi руху та iн. параметри деяких зір вiдхиляються вiд норми — такi зорі називають пекулярними, до них уналежнюють т. зв. швидкi зорі (з великими значе­н­нями власних рухів), магнiтнi (з потужними магнiтними полями), металiчнi (із сильними лiнiями металiв у спектрах), радiозорi, рентґенівські, гамма-зорі та інфрачервоні (від­повід­но мають пiдвищену свiтнiсть у радiо-, рентґенiвському, гамма- та інфрачервоному дiапазонах).

Для пoтрeб астрометрiї видiляють зорі зенiтнi (проходять через зенiт конкретної обсерваторiї, i їх cпостерiгають специфічними точними інструментами для ви­вче­н­ня змiн широти), екваторiальнi та фундаментальні. За станом еволюції роз­різняють молоді й старі зорі. Оскільки зорі більших мас еволюціонують значно швидше, то молода зоря малої маси за віком може бути старшою від старої великої маси.

Згідно з сучасними теоріями зоре­утворе­н­ня, «інкубаторами» зір слугують газопилові комплекси. Віковий діапазон зір великий. Най­старіші зірки народилися майже 15 млрд років тому — це вік Галактики. У Галактиці вони роз­ташоваші дуже далеко від центру, на її периферії — в гало. Молоді зірки, віком бл. 100 тис. р., навпаки, трапляються лише у проміжній, між гало і ядром, частині Галактики — у дискові (структурі лінзоподібної форми діаметром прибл. 30 000 пк і товщиною центральної частини бл. 4000 пк). Тут же знаходиться пере­важна більшість зір проміжного віку, 1–5 млрд р., до них належить і Сонце (на від­стані понад 10 000 пк від центру). Концентрація зір у межах Галактики вкрай неоднорідна: від 1 З. на 10 пк³ (в околицях Сонця) до 10⁶ З. в 1 пк³ (у ядрі). Віковий ценз зір тісно корелює з хімічним складом їхніх атмо­сфер. Най­старіші зірки містять на 1,5–2 порядки менше важких елементів (тобто важчих від гелію), а молоді — на­стільки ж більше. Зір із первісним хімічним складом (тобто тільки з воднем і гелієм) не виявлено. Просторову локалізацію зір у Галактиці ви­значають також їхнім віком — старі зірки заповнюють сферичний обʼєм з радіусом бл. 20 пк, а молоді концентруються в тонкий диск товщиною у десятки разів меншою від його радіуса.

Згідно з сучасними уявле­н­нями, процеси зоре­утворе­н­ня тривають і нині. Рушійний механізм цього процесу — гравітаційна конденсація з хмар молекулярного водню та пилу. На перших етапах життя первісні зорі — протозорі — ро­зі­гріваються і світять за рахунок гравітаційного стиска­н­ня. Цей етап у житті зірок з масою та світністю Сонця триває бл. 30 млн р. Гравітація в центральних частинах зір створює сприятливі умови для запалюва­н­ня термо­ядерних реакцій горі­н­ня водню, ця стадія найдовша в житті зір, напр., для зірок типу Сонця вона триває до 10 млрд р., і фактично всі зорі проходять через неї — це в певному сенсі «дорослий період» життя кожної зорі. Після заверше­н­ня на­ступного, короткотривалого етапу «зоряного життя» — горі­н­ня гелію (тривалістю до 1 млрд р.), доля цих космічних обʼєктів ви­значається їхньою масою. Зірки з масою М>1.2 M๏ сонячної встигають запалити ще вуглець і кремній, після чого спалахують як наднові, породжуючи нейтрон­ні З. і чорні діри. Зорі, що не встигли за життя на­брати цієї критичної маси, еволюціонують у білих карликів.

Необхідність ви­вче­н­ня зір у давнину була зумовлена потребами матеріального існува­н­ня су­спільства (навігація при подорожах і торг. операціях, створе­н­ня календаря, ви­значе­н­ня точного часу), саме тоді започатковано поділ зоряного неба на сузірʼя, проте до поч. 20 ст. основні досягне­н­ня астрономії були тільки в царині астрометрії. І лише із за­стосува­н­ням спектрального та фото­графічного методів учені змогли впритул зайнятися дослідже­н­ням фізичних умов у надрах зір, їх хімічного складу, процесів генерації енергії та її ви­промінюва­н­ня, еволюції зір, — усі ці задачі роз­вʼязує астрофізика, і саме в цьому сегменті сучасної астрономічної науки особливих успіхів досягли українські науковці. Так, усьому світу ві­домі роботи одеської школи дослідників змін­них зір, започатковані В. Цесевичем і продовжені його учнями І. Андроновим, В. Каретниковим та ін. На високому рівні провадять українські астрофізики дослідже­н­ня від­критих у наші дні коричневих карликів, зір з аномаліями хімічного складу.

Літ.: М. Schwarzschild. Structure and Evolution of the Stars. Princeton, 1958; Шкловский Й. С. Звезды: Их рождение, жизнь и смерть. Москва, 1977; R. Kippenhahn. Hundert Milliardes Sonnen. München, 1980 (рос. перекл. — 100 мил­лиардов Солнц. Москва, 1990); D. A. Cooke. The Life and Death of Stars. New York, 1985; L. H. Aller. Atoms, Stars, and Nebulae. 3rd ed. Cambridge, 1991; M. Salaris, S. Cassisi. Evolution of Stars and Stellar Populations. Chichester, 2005; H. Karttunen, P. Kroger, H. Oja, M. Poutanen, K. J. Donner. Fundamental Astronomy. 6th ed. Berlin — Heidelberg — N. Y., 2016.

Г. У. Ковальчук

Завантажити статтю