Сторінка
2

Маси і розміри зір

Саме маса зір зумовлює їх існування і природу як особливого типу небесних тіл, для яких характерна висока температура надр (понад 107 К). Ядерні реакції перетворення водню в гелій, що відбуваються при такій температурі, у більшості зір є джерелом випромінюваної ними енергії. При меншій масі температура все­редині небесних тіл не досягає тих значень, які необхідні для перебігу термоядерних реакцій.

Еволюція хімічного складу речовини у Всесвіті відбувалася й відбувається нині головним чином завдяки зорям. Саме в їхніх надрах протікає необоротний процес синтезу більш важких хі­мічних елементів з водню.

2. Розміри зір. Густина їх речовини. Покажемо на простому прикладі, як можна порівняти розміри зір однакової температури, наприклад Сонця і Капелли (а Візничого). Ці зорі мають однако­ві спектри, колір і температуру, але світність Капелли в 120 раз перевищує світність Сонця. Оскільки при однаковій температурі яскравість одиниці поверхні зір теж однакова, то, значить, по­верхня Капелли більша за поверхню Сонця в 120 раз, а діаметр і радіус її більші від сонячних у » 11 раз. Визначити роз­міри інших зір дає змогу знання законів випромінювання.

Так, у фізиці встановлено, що повна енергія, яка випроміню­ється за одиницю часу з 1 м2 поверхні нагрітого тіла, дорів­нює: i = sT4, де s — коефіцієнт пропорційності, а Т — абсолютна температура '. Відносний лінійний діаметр зір, що мають відому температуру Т, знаходять за формулою

де r - радіус зорі, і — випромінювання одиниці поверхні зорі, rÓ , iÅ, Т відносяться до Сонця, а LÓ = 1. Звідсиу радіусах Сонця.

1 Закон Стефана — Больцмана встановили австрійські фізики Й. Стефан (експериментально) і Л. Больцман.

Результати таких обчислень розмірів світил повністю під­твердилися, коли стало можливим вимірювати кутові діаметри зір за допомогою особливого оптичного приладу (зоряного інтер­ферометра) .

Зорі дуже великої світності називаються надгігантами. Червоні надгіганти виявляються такими, самими й за розмірами (мал. 76). Бетельгейзе та Антарес у сотні разів більші від Сонця за діаметром. Більш віддалена від нас УУ Цефея має такі величезні розміри, що всередині її розмістилася б Сонячна система з орбітами планет до орбіти Юпітера включно! Проте маси надгігантів більші за масу Сонця лише в 30 — 40 раз. Тому навіть середня густина червоних надгігантів у тисячі разів менша за густину кімнатного повітря.

При однаковій світності розміри зір тим менші, чим ці зорі гарячіші. Найменшими серед звичайних зір є червоні карлики, їхні маси й радіуси — десяті частки сонячних, а се­редня густина в 10—100 раз вища від густини води. Ще менші, ніж червоні, білі карлики, але це вже незвичайні зорі.

У близького до нас і яскравого Сіріуса (у якого радіус при­близно вдвічі більший за сонячний) є супутник, що обертається навколо нього з періодом 50 років. Для цієї подвійної зорі від­стань, орбіта і маса добре відомі. Обидві зорі білі, майже од­наково гарячі. Отже, поверхні однакової площі випромінюють у цих зір однакову кількість енергії, але за світністю супутник у 10 000 раз слабший від Сіріуса. Значить, його радіус менший у = 100 раз, тобто він майже такий, як Земля. Тим часом маса в нього майже така, як у Сонця! Отже, білий карлик має величезну густину—близько 109 кг/м3. Існування газу такої густини пояснюється так: звичайно границею густини є розмір атомів, які становлять системи, що складаються з ядра та електронної оболонки. При дуже високій температурі в надрах зір і при повній іонізації атомів їхні ядра й електрони стають незалежними одні від одних. Від колосального тиску верхніх шарів це «кришиво» з атомів може бути стиснене значно сильніше, іж нейтральний газ. Теоретично допускається існування за деяких умов зір з густиною, що дорівнює густині атомних ядер. На прикладі білих карликів ми ще раз бачимо, як астрофізичні дослідження розширюють уявлення про будову речовини; оки що створити в лабораторії такі умови, як усередині зір, не можна. Тому астрономічні спостереження допомагають розвивати айважливіші фізичні уявлення. Наприклад, для фізики величезне значення має теорія відносності Ейнштейна. З неї випливає .ілька висновків, які можна перевірити за астрономічними даними. )дин з висновків теорії полягає в тому, що в дуже сильному полі яжіння світлові коливання мають уповільнюватися і лінії спектра міщуватися до червоного кінця, причому це зміщення тим більше. Іим сильніше поле тяжіння зорі. Червоне зміщення було виявлене І спектрі супутника Сіріуса. Воно спричинене дією сильного поля яжіння на його поверхні. Спостереження підтвердили цей та ряд нших висновків теорії відносності. Подібні приклади тісної взаємодії фізики й астрономії характерні для сучасної науки.

Приклад розв'язування задачі