Заняття № 34. Види зір. Планетні системи інших зір

лекція № 120. Зорі та їх класифікація . види зір.docx

Моделі зір.

Яким же чином можна відрізнити перші від других, якщо вони мають однакову температуру поверхні та схожі спектри? Належність зорі до гігантів чи карликів визначається за зовнішнім виглядом одних і тих же спектральних ліній, адже у гігантів і карликів вони дещо різняться за інтенсивністю і шириною. Порівнюючи інтенсивності ліній певних елементів, досить просто виявити, яка ця зоря - карлик чи гігант.

Про внутрішню будову зір можна дізнатись тільки шляхом розрахунків і подальшим порівнянням їх зі спостережними даними. Якщо для будь-якої зорі відомі маса і радіус, то можна отримати уявлення про фізичні умови в її надрах тим же шляхом, як це було зроблено для Сонця. З'ясувалося, що при переміщенні вгору вздовж головної послідовності радіуси й температури в надрах зір зростають. Залежно від того змінюється й характер термоядерних реакцій у їхніх надрах.

У зорях пізних спектральних класів G, К, М, як і в Сонці, виділення ядерної енергії відбувається внаслідок реакції протон-протонного циклу. В гарячих зорях ранніх спектральних класів О, В, А температура в надрах яких вища і становить десятки мільйонів К, головну роль у перетворенні водню на гелій відіграє вуглецево-азотний цикл, що дає значно більше енергії. Цим і пояснюється їхня велика світність.

Таким чином, слід чекати, що зорі на різних ділянках діаграми ГР, мають різну будову, що підтверджується розрахунками.

Згідно з розрахунками у зорях верхньої частини головної послідовності внаслідок дуже інтенсивного виділення енергії випромінювання не здатне винести з надр усю енергію, яка утворилась. А тому в зорях, маса яких становить більше ніж 1,2М_☉, енергію переносить сама речовина, яка починає перемішуватись у центральних районах. На відміну від Сонця, де існує променисте ядро, в таких зорях виникає центральна конвективна зона, розміри якої становлять близько чверті її радіуса. Шари, що оточують центральну конвективну зону, аж до фотосфери, перебувають у стані променистої рівноваги, як це має місце на Сонці у відповідній зоні.

Зорі нижньої частини головної послідовності за своєю будовою подібні до Сонця, тобто мають променисте ядро, зону променистої рівноваги і конвективну зону. Що холодніша зоря, то протяжніша у неї конвективна зона.

Вкрай неоднорідну структуру мають червоні гіганти. З вигоранням водню в центральних зонах зорі область енерговиділення поступово зміщується на периферію. Внаслідок цього утворюється тонкий шар, де тільки і може відбуватись воднева реакція. Цей шар ділить зорю на дві істотно різні частини: внутрішню («гелієве ядро»), де реакції не відбуваються з причини відсутності водню, і зовнішню потужну конвективну зону, де водень є, але реакції не відбуваються через низьку температуру.

Червоний карлик — за діаграмою Герцшпрунґа—Рассела мала й відносно холодна зоря головної послідовності, спектральний клас М або верхній К. Червоні карлик неабияк відрізняються від інших зір. Діаметр і маса їхні не перевищують третини сонцевої (нижня межа маси — 0,0767 сонячної, — менші тільки брунатні карлики). Температура поверхні червоного карлика сягає 3500 К, що можна порівняти з розжевреною спіраллю жарівки, отож, попри свою назву, червоні карлик, аналогічно лампам, сяють світлом не червоного, а радше вохристо-жовтуватого відтінку. Зірки цього типу випромінюють дуже мало світла, іноді в 10000 разів менше Сонця. Через малу швидкість згоряння водню червоні карлики мають дуже велику тривалість життя — від кількадесяти мільярдів до трильйонів років (червоний карлик в 0,1 маси Сонця горітиме 10 трильйонів років).

У червоних карликах неможливі термоядерні реакції за участю гелію, тому вони не можуть розвинутись у червоні гіганти. Із часом вони поступово стискаються й дедалі більше нагріваються, поки не витратять увесь запас водневого палива, і згодом перетворюються на блакитні, а відтак — на білі карлики з гелієвим ядром. Але з моменту Великого вибуху минуло ще недостатньо часу, аби червоні карлики змогли зійти з головної послідовності.

Бі лі ка рлики - зорі низької світності з масами, порівняними із масою Сонця, та високими ефективними температурами. Назва білі карлики пов'язана з кольором перших відкритих представників цього класу — Сіріуса B та 40 Ерідана B.

Радіуси білих карликів приблизно у 100 разів менші сонячного, відповідно, їх світність у ~10 000 разів менша сонячної. Густина речовини білих карликів становить 10⁶—10⁹ г/см³, що в мільйони разів більше за густину речовини в зорях головної послідовності. За чисельністю білі карлики становлять 3—10% зір Галактики. Однак відома лише невелика їх частина, тому що через низьку світність виявлено лише ті, відстань до яких не перевищує 200–300 пк.

За сучасними уявленнями білі карлики — кінцевий продукт еволюції нормальних зір із масами від сонячної маси до 8—10 сонячних мас. Вони утворюються після вичерпання джерел термоядерної енергії у надрах зорі та скидання оболонки.

Червоні гіганти - це величезні холодні зорі. Вони перевищують Сонце за діаметром у десятки й сотні разів, а за масою — від 1,5 до 15 (надгіганти — до 50) разів. Температура їх поверхні становить 3–4 тисячі Кельвінів. Червоні гіганти мають складну внутрішню будову. Їх ядро багате гелієм з невеликою домішкою важких елементів, але воно не є джерелом ядерної енергії, оскільки в ньому не відбувається ядерних реакцій.

Густина речовини в ядрі червоного гіганта настільки велика, що воно за своєю будовою подібне до білого карлика. Навколо ядра розташований тонкий енерговидільний шар, де відбуваються термоядерні реакції перетворення водню на гелій. Потім йде дуже протяжна оболонка, що займає близько 90 відсотків радіусу зорі. У цій оболонці зосереджена більша частина маси червоного гіганта. Попри високу густину в ядрі, середня густина червоного гіганта набагато нижча від сонячного і, як правило, не перевищує одного міліграма на кубічний сантиметр. Так, середня густина червоного надгіганта Бетельгейзе становить усього шість десятитисячних міліграма на кубічний сантиметр, або 1/2000 густини повітря при нормальному атмосферному тиску.

Білі гіганти - зорі малої чи середньої маси (<10M_☉) з гарячим компактним ядром та протяжними оболонками, що мають ефективні температури в межах від 7500°К до 6100°К й належать до спектрального класу A та F.

Блакитні гіганти — гарячі масивні зорі спектрального класу O або B. Маси блакитних гігантів досягають 10—20 мас Сонця, а світності — в тисячі і десятки тисяч разів перевищують сонячну. На діаграмі Герцшпрунга—Рассела ці зорі розташовані у верхньому лівому куті, завдяки своїй великій світності та температурі. Слід звернути увагу, що блакитні гіганти не належать до Головної послідовності, оскільки в їхньому ядрі водень вже вигорів.

Надгіганти — одні з найбільш масивних зірок. Маси надгігантів варіюються від 10 до 70 мас Сонця, світності — від 30 000 аж до сотень тисяч сонячних. Радіуси можуть сильно відрізнятися — від 30 до 500, а іноді і перевищують 1000 сонячних радіусів (R_☉), тоді їх ще можна називати гіпергігантами. Вони достатньо масивні, щоб почати спалювання ядер гелію перед тим як ядро зірки почне вироджуватись. Вони продовжують послідовно спалювати все більш важкі елементи, зазвичай проходячи весь шлях до заліза. Також через високі маси їм судилося вибухнути як наднові. Із закону Стефана — Больцмана випливає, що відносно холодні поверхні червоних надгігантів виділяють набагато менше енергії з одиниці площі, ніж гарячі блакитні надгіганти. Тому при однаковій світності червоний надгігант завжди буде мати більший розмір, ніж блакитний. Надгіганти класифікуються на основі їх спектрів. Надгіганти зустрічаються в кожному спектральному класі від молодих блакитних зірок О-класу до червоних надгігантів М-класу.

Гіпергігант — це зоря величезної маси й розмірів, що має на діаграмі Герцшпрунга — Рассела клас світності 0, гіпергіганти визначаються як найпотужніші, найважчі, найяскравіші й одночасно найрідкісніші і коротковічні надгіганти. Маса гіпергігантів значно перевищує масу будь-яких зір, навіть надгігантів — типовий гіпергігант ушестеро масивніший, ніж Рігель (теж доволі масивна зоря). Типова маса гіпергіганта — 120 M_☉ або й більше, аж до 200—250 M_☉. За розмірами гіпергіганти не більші за надгігантів, проте маса їх значно більша, тому вони наближаються до теоретичної критичної межі маси переходу до формування чорної дірки і вкрай нестабільні. Випромінювання їх дуже потужне, а процеси, які відбуваються під час їх дуже швидкої еволюції, грандіозні. Світність гіпергігантів перевищує світність Сонця у 500 тисяч разів, а часто вона складає мільйони світностей Сонця. Типовий гіпергігант більш ніж у десять разів яскравіший за Рігеля. Температура поверхні гіпергігантів дуже розрізняється — вона може бути як 3 200 К, так і 35 000 К. Більшість гіпергігантів класифікують як яскраві блакитні змінні зорі типу S Золотої Риби.

3) Подвійні зорі.

Зорі можуть бути поодинокими й кратними: подвійними, потрійними і більшої кратності. У разі, коли до системи належить понад десяти зір, її називають зоряним скупченням. Подвійні (кратні) зорі дуже поширені.

Подвійна зоря — система з двох гравітаційно пов'язаних зір, які обертаються навколо спільного центру мас по еліптичних орбітах. Інколи трапляються системи з трьох і більше зір; у такому випадку система називається кратною зорею.

За деякими оцінками, більше 70 % зір у Галактиці кратні. Так, серед 32 найближчих до Сонця зір — 12 кратних, з яких 10 подвійних, зокрема й найяскравіша зоря, небосхилу — Сіріус. В околиці 20 парсеків від Сонячної системи близько половини із більш, ніж 3000 зір, — подвійні зорі всіх типів.

Вивчаючи зоряне небо, можна помітити, що є багато зір, розташованих близько одна від одної. Насправді більшість із них рознесені в просторі на великі відстані і лише проектуються на близькі точки небесної сфери. Такі зорі називають оптично подвійними.

Компоненти подвійних зір рухаються відповідно до законів Кеплера: обидві зорі описують у просторі подібні (тобто з однаковим ексцентриситетом) еліптичні орбіти навколо спільного центра мас. Атому визначення періоду обертання візуально-подвійних зір за відомої відстані до них дозволяє визначити їхні маси.

Іноді різниця зоряних величин компонентів така велика, що побачити близький супутник поряд з яскравою зорею дуже важко, а то й неможливо. Та все ж і в цьому випадку можна виявити подвійність. Замість рівномірного прямолінійного руху небосхилом яскравий компонент буде періодично відхилятись від прямолінійної траєкторії то в один, то в інший бік, бо по прямій рухається тільки центр маси системи. Такі відхилення будуть тим більшими, чим більша маса невидимого супутника.

Подвійні зорі, які можна побачити окремо одну від одної, називають візуально-подвійними. Для цих зір вдається визначити зміну з часом позиційного кута та оцінити період обертання. Такою зіркою є Сіріус, що складається з компонентів A і B, які можна розрізнити за допомогою досить потужного телескопа.

Головну зорю у кратній системі позначають літерою А, супутник — літерою В, якщо є третій компонент - літерою С тощо.

Типовою кратною зорею є α Кентавра (Таліман), яку з території України не видно. У цій системі дві зорі спектрального класу G2 і К5 обертаються навколо спільного центра мас за 80,1 року на відстані 25 а. о., а третій компонент - холодний червоний карлик класу М - рухається навколо них на відстані 50 000 а. о. з періодом у 10 000 років. В сучасну епоху ця маленька зоря - Проксима - знаходиться до нас найближче.

Затемнювано-подвійні зорі - зорі, видима величина яких ритмічно змінюється внаслідок затемнення одного компонента іншим, називаються затемнювано-подвійними або затемнювано-змінними. Площини, в яких подвійні зорі обертаються навколо спільного центра мас, орієнтовані довільно відносно центра Галактики. Відомо понад 3000 систем, для яких Земля перебуває у площині їхнього взаємного руху або недалеко від неї. У цих випадках спостерігаються періодичні затемнення одного компонента іншим.

Момент часу, коли система має найменшу видиму зоряну величину (найбільшу яскравість), названо епохою масимуму, а найбільшу - епохою мінімуму. Різниця зоряних величин у мінімумі та максимумі блиску називається амплітудою, проміжок часу між двома послідовними максимумами чи мінімумами - періодом затемнювано-змінної. Зоря, що має більшу світність - головна, слабкіша - її супутник.

Затемнювано-змінні зорі поділяють на декілька груп або типів.

Найвідоміші серед них - зорі типу Алголя (β Персея). Їхній представник - зоря Алголь (з арабської - «чудовисько»), яка спочатку зберігає майже незмінний блиск 2,2^m, потім за 5 годин поступово слабшає до 3,4^m, а згодом за такий же час збільшує свою яскравість до початкового блиску. Тривалість періоду Алголя Т = 2 доби 20 год 49 хв.

У спектрах таких зір спостерігається періодичне роздвоєння спектральних ліній відносно середнього положення. Внаслідок ефекту Допплера-Фізо найбільшої величини роздвоєння досягає за максимальної променевої швидкості компонентів: одного - у напрямку до спостерігача (лінії відхиляються у фіолетовий бік спектра), а іншого - від нього (лінії відхиляються у червоний бік спектра). Променева швидкість зорі - це складова її руху вздовж променя зору спостерігача. Зорі, подвійність яких можна встановити тільки за допомогою спектральних спостережень, називаються спектрально-подвійними.

За наявності дуже слабкого компонента у спектрі будуть спостерігатись лінії тільки головної зорі. Роздвоєння ліній не буде, але буде періодичне коливання їх відносно середнього положення. Таким методом, який називається методом променевих швидкостей, можна визначати наявність у системі невидимих супутників, до яких належать і планети. Останніми роками, використовуючи цей метод, астрономи відкрили близько п'яти десятків планет біля зір у радіусі 200 св. р.

Пари зір, відстані між якими сумірні з їхніми розмірами, називають тісними подвійними системами. При цьому істотну роль відіграють припливні взаємодії між компонентами. Під дією припливних сил поверхні обох зір перестають бути сферичними, зорі набувають еліпсоїдальної форми, утворюючи спрямовані один до одного припливні горби на зразок місячних припливів в океанах Землі. Іноді зорі у подвійній системі розташовані так тісно, що можуть навіть дотикатись між собою. За тісного розташування зір прискорення сили тяжіння на поверхні, поверненій до «сусідки», значно зменшується і може впасти до нуля. Тоді частинки газу починають належати не окремому компоненту, а системі в цілому. Починається процес обміну речовиною між зорями. Якщо одна зоря розширюється, перетворюючись у червоного гіганта, то її речовина починає вільно перетікати на другий компонент, утворюючи навколо неї широкий диск. Речовина у диску гальмується, нагрівається, починає світитись, і зрештою осідає з внутрішньої частини диска на поверхню «сусідки», збільшуючи її масу і температуру.

* Найвідоміші зірки

1) Сонце (Зодіакальні сузір'я) m=-26,72; r=8,32± 0,16 св. хв -центр Сонячної системи, в яку входить Земля.

2) α Центавра (Проксима Центавра) m=+11,09 r=4,225 св. років - найближча до Сонця зірка.

3) α Великого Пса (Сіріус) m=-1,46 r=8,58 св. років - найяскравіша (після Сонця) зірка з візуально можна побачити з Землі.

4) α Малої Ведмедиці (Полярна зірка) m=+1,97 r=431,4 св. років - найважливіша навігаційна зірка, яка вказує напрямок на північ.

5) η Кіля – m=+6,21 r=7000-8000 св. років – гіпергігант - одна з найбільших і яскравих зірок, приблизно в 5 млн разів яскравіша за Сонце.

6)α Скорпіона (Антарес) m=+0,98 r=604 св. років - одна з найяскравіших і великих зірок з числа найближчих до Землі. У найбільші телескопи видно як диск, а не як точка.

7) HIP 87937 Змієносеця (Зірка Барнарда) m=+9,53 r=5,963 св. років - зірка, що володіє найвищою швидкістю власного руху.

8) PSR B1919 + 21 Лисички r=2283,12 св. років - перший з відкритих пульсарів (1967 рік).

1. Туманності

Галактична туманність — внутрішньогалактична хмара розріджених газів і пилу.

Дифузні туманності — величезні за розмірами (10-100 пк), досить щільні (10-100 частинок в 1 см³), неправильної форми. З ними пов'язують утворення зірок. Дифузні туманності поділяються на світлі і темні:

Темні — поглинають світло зір, що знаходяться за нею;

Світлі — якщо поблизу туманності є достатньо яскрава зоря, то туманність відбиває її світло.

Комплексні туманності правильної форми утворюються зі скинутих оболонок зір, поділяються на волокнисті та планетарні:

Волокнисті туманності — залишки спалахів наднових;

Планетарні — туманності кільцеподібної форми, які здалека мають вигляд слабких кілець, або дисків.

Типи туманностей

Первинна ознака, що використовується при класифікації туманностей - поглинання, або ж випромінювання або розсіювання ними світла, тобто за цим критерієм туманності діляться на темні і світлі. Перші спостерігаються завдяки поглинанню випромінювання розташованих за ними джерел, другі - завдяки власному випромінюванню або ж відображенню (розсіювання) світла розташованих поруч зірок. Природа випромінювання світлих туманностей, джерела енергії, що збуджують їх випромінювання, залежать від їх походження і можуть мати різноманітну природу; нерідко в одній туманності діють кілька механізмів випромінювання.

Розподіл туманностей на газові і пилові в значній мірі умовно: все туманності містять і пил, і газ. Такий поділ історично зумовлене різними способами спостереження і механізмами випромінювання: наявність пилу найбільш яскраво спостерігається при поглинанні темними туманностями випромінювання розташованих за ними джерел і при відображенні або розсіюванні, або перевипромінювання, що міститься в туманності пилом випромінювання поблизу або в самій туманності зірок; власне випромінювання газової компоненти туманності спостерігається при її іонізації ультрафіолетовим випромінюванням розташованої в туманності гарячої зірки (емісійні області H II іонізованого водню навколо зоряних асоціацій або планетарні туманності) або при нагріванні міжзоряного середовища ударною хвилею внаслідок вибуху наднової або впливу потужного зоряного вітру зірок типу Вольфа - Райе .

Темні туманності

Темні туманності є щільні (зазвичай молекулярні) хмари міжзоряного газу і міжзоряного пилу, непрозорі через міжзоряного поглинання світла пилом. Зазвичай вони видно на тлі світлих туманностей. Рідше темні туманності видно прямо на тлі Чумацького Шляху. Такі туманність Вугільний Мішок і безліч дрібніших, званих гігантськими глобулами.

Міжзоряне поглинання світла в темних туманностях коливається в широких межах. Будова таких туманностей піддається вивченню тільки методами радіоастрономії і субміліметрової астрономії, в основному за спостереженнями молекулярних радіоліній і за інфрачервоним випромінюванням пилу.

У тих частинах туманностей, які напівпрозорі в оптичному діапазоні, добре помітна волокниста структура. Волокна і загальна витягнутість туманностей пов'язані з наявністю в них магнітних полів, що ускладнюють рух речовини поперек силових ліній і призводять до розвитку ряду видів магнитогидродинамических неустойчивостей. Пиловий компонент речовини туманностей пов'язаний з магнітними полями через те, що пилинки електрично заряджені.

Відбивні туманності

Відбивні туманності є газово-пиловими хмарами, що підсвічуються зірками. Якщо зірка (зірки) знаходяться в міжзоряному хмарі або поруч з ним, але недостатньо гаряча (гарячі), щоб іонізувати навколо себе значну кількість міжзоряного водню, то основним джерелом оптичного випромінювання туманності виявляється світло зірок, розсіюється міжзоряного пилом. Прикладом таких туманностей є туманності навколо яскравих зірок в скупченні Плеяди.

Більшість відбивних туманностей розташоване поблизу площини Чумацького Шляху. У ряді випадків спостерігаються відбивні туманності на високих галактичних широтах. Це газово-пилові (часто молекулярні) хмари різних розмірів, форми, щільності і маси, що підсвічуються сукупним випромінюванням зірок диска Чумацького Шляху. Вони важкі для вивчення через дуже низької поверхневої яскравості (зазвичай багато слабкіше фону неба). Іноді, проектуючи на зображеннях галактик, вони призводять до появи на фотографіях галактик неіснуючих насправді деталей - хвостів, перемичок і т. п.

Деякі відбивні туманності мають кометообразний вид і називаються кометарнимі. В «голові» такої туманності знаходиться зазвичай змінна зірка типу T Тельця, яка висвітлює туманність. Такі туманності нерідко мають змінну яскравість, відстежуючи (з запізненням на час поширення світла) змінність випромінювання висвітлюють їх зірок.

Рідкісної різновидом відбивної туманності є так зване світлове відлуння, що спостерігалося після спалаху нової зірки 1901 року в сузір'ї Персея. Яскравий спалах нової зірки підсвітив пил, і кілька років спостерігалася слабка туманність, яка розповсюджувалась на всі боки зі швидкістю світла. Крім світлового луни, після спалахів нових зірок утворюються газові туманності, подібні залишках спалахів наднових зірок.

IC 2118: відбивна туманність Голова Відьми, вельми своєрідної форми пов'язана з яскравою зіркою Ригель в сузір'ї Оріона. Вона світить в основному за рахунок випромінювання зірки Ригель, розташованої за верхнім правим краєм зображення. Світло зірки відбивається від туманності, що складається з дрібного пилу. Відтінки синього кольору пояснюються не тільки тим, що Ригель випромінює в основному в синій області спектра, але також і тим, що пилинки розсіюють блакитне світло ефективніше, ніж червоний. Туманність перебуває на відстані 900-1000 світлових років від Сонця.

Туманності, які іонізовані випрмінюванням

Туманності, які іонізовані випромінюванням - ділянки міжзоряного газу, сильно іонізованого випромінюванням зірок або інших джерел іонізуючого випромінювання. Найяскравішими і поширеними, а також найбільш вивченими представниками таких туманностей є області іонізованого водню (зони H II). У зонах H II речовина практично повністю ионизована і підігріта до температури близько 10 000 К ультрафіолетовим випромінюванням зірок, які знаходяться всередині них.

До туманностей, іонізованних випромінюванням відносяться також так звані зони іонізованого вуглецю (зони C II), в яких вуглець практично повністю іонізован світлом центральних зірок. Зони C II зазвичай розташовані навколо зон H II в областях нейтрального водню (H I) і проявляють себе по рекомбінаційним радіолінії вуглецю, аналогічним рекомбінаційним радіолінії водню і гелію. Для зон C II характерні низька температура 30-100 К і мала ступінь іонізації середовища в цілому.

Туманності, іонізованниє випромінюванням, виникають також навколо потужних рентгенівських джерел в Чумацькому Шляху і в інших галактиках (в тому числі в активних ядрах галактик і квазарах). Для них часто характерні більш високі температури, ніж в зонах H II, і більш високий ступінь іонізації важких елементів.

NGC 604 є областю H II в Галактиці Трикутника. Була відкрита Вільямом Гершелем 11 вересня 1784 року. Це один з найбільших H II регіонів в Місцевій групі галактик. При оціненого відстані до галактики в 2,7 млн ​​св. років, її найбільший розмір становить близько 1500 св. років (460 пк), що більш ніж в 40 разів перевищує розмір видимої частини Туманності Оріона. Її світність в 6300 разів більше світності Туманності Оріона, і якби вона перебувала на такій же відстані, то затьмарила б Венеру. Як і у всіх емісійних туманностей, газ іонізується скупченням масивних зірок в центрі.

Планетарні туманності

Різновидом емісійних туманностей є планетарні туманності, утворені верхніми стікаючи шарами атмосфер зірок - зазвичай це оболонка, скинута зіркою-гігантом. Туманність розширюється і світиться в оптичному діапазоні. Перші планетарні туманності були відкриті У. Гершелем близько 1783 року і названі так за їх зовнішню схожість з дисками планет. Однак далеко не всі планетарні туманності мають форму диска: багато хто має форму кільця або симетрично витягнуті уздовж деякого напряму (біполярні туманності). Усередині них помітна тонка структура у вигляді струменів, спіралей, дрібних глобул. Швидкість розширення планетарних туманностей - 20-40 км/с, діаметр - 0,01-0,1 пк, типова маса - близько 0,1 маси Сонця, час життя - близько 10 тис. років. Туманність «Котяче Око», або NGC 6543 - планетарна туманність в сузір'ї Дракона. Це одна з найскладніших за структурою туманностей. На знімках, зроблених телескопом Хаббла, видно безліч сплетінь, викидів і яскравих дугоподібних елементів.

Сучасні дослідження туманності виявили ряд особливостей, які не отримали однозначного пояснення. Складність структури туманності зазвичай пояснюється корональними викидами в подвійній зоряній системі в центрі туманності, але прямих свідчень, що центральна зірка має компаньйона, що не знайдено. В ході аналізу хімічного складу різними методами також були отримані суперечливі дані. Причина цих розбіжностей неясна. У центрі Туманності Котяче Око була яскрава і гаряча зірка, але близько 1000 років тому ця зірка втратила свою зовнішню оболонку і справила туманність.

Туманність «Пісочний годинник» (також відома як MyCn 18) - планетарна туманність вибухоподібної форми, відстань до якої близько 8000 світлових років. До сих пір до кінця не ясно, що змусило туманність придбати таку незвичайну форму, можливо вона сформувалася з щільного газової хмари в екваторіальній площині центральної зірки туманності, яке під впливом міжзоряного вітру набуло видиму зараз форму. Туманність була виявлена ​​Енні Джамп Кеннон і Маргарет Майола між 1918 і 1924 роками під час роботи над Каталогом Генрі Драйпера. У той час Пісочний годинник були визначені просто як мала слабка планетарна туманність. З'ясувалося, що форму пісочного годинника туманність отримує шляхом швидкого розширення зоряного вітру, який повільно перетворюється в хмару, яке на екваторі більш щільне, ніж біля полюсів.

Туманності, створені ударними хвилями: залишки наднових і нових зірок, туманності навколо зірок Вольфа – Райе, туманності навколо O-зірок, Туманності в областях зореутворення

Різноманітність і численність джерел надзвукового руху речовини в міжзоряному середовищі призводять до великої кількості і різноманітності туманностей, створених ударними хвилями. Зазвичай такі туманності недовговічні, так як зникають після вичерпання кінетичної енергії рухомого газу.

Основними джерелами сильних ударних хвиль в міжзоряному середовищі є вибухи зірок - скиди оболонок при спалахах наднових і нових зірок, а також зоряний вітер (в результаті дії останнього утворюються так звані «Бульбашки зоряного вітру»). У всіх цих випадках є точкове джерело викиду речовини (зірка). Створені таким чином туманності мають вигляд розширюється оболонки, за формою близькою до сферичної. Речовина яка викидається має швидкості порядку сотень і тисяч км/с, тому температура газу за фронтом ударної хвилі може досягати багатьох мільйонів і навіть мільярдів градусів. Газ, нагрітий до температури кілька мільйонів градусів, випромінює головним чином в рентгенівському діапазоні як в безперервному спектрі, так і в спектральних лініях. В оптичних спектральних лініях він світиться дуже слабо.

Коли ударна хвиля зустрічає неоднорідності міжзоряного середовища, вона огинає ущільнення. Усередині ущільнень поширюється більш повільна ударна хвиля, що викликає випромінювання в спектральних лініях оптичного діапазону. В результаті виникають яскраві волокна, добре помітні на фотографіях. Основний ударний фронт, обтиску згусток міжзоряного газу, приводить його в рух в сторону свого поширення, але з меншою, ніж у ударної хвилі, швидкістю.

Крабовидна туманність (M 1, NGC 1952 Taurus A) - газоподібна туманність в сузір'ї Тельця, що є залишком наднової SN 1054.

Туманність першим спостерігав Джон Бевіс в 1731 році. Вона стала першим астрономічним об'єктом, ототожнений з історичним вибухом наднової, записаним китайськими і арабськими астрономами в 1054 році. Розташована на відстані близько 6500 світлових років (2 кпк) від Землі, туманність має діаметр в 11 світлових років (3,4 пк) і розширюється зі швидкістю близько 1500 кілометрів на секунду.

У центрі туманності знаходиться пульсар «Crab Pulsar» (нейтронна зірка), 28-30 км в діаметрі, який випускає імпульси випромінювання від гамма-променів до радіохвиль. У рентгенівському і гамма-діапазоні випромінювання понад 30 кеВ цей пульсар є найсильнішим постійним джерелом подібного випромінювання в нашій Галактиці.

Туманність виступає в якості джерела випромінювання для вивчення небесних тіл, які заступають її. У 1950-х і 1960-х роках випромінювання спостерігалося крізь сонячну корону при дослідженні сверхкорони, також у 2003 році вимірювали товщину атмосфери супутника Сатурна - Титана по тому, як він блокував рентгенівські промені від туманності.

Найбільш яскраві туманності, створені ударними хвилями, викликані вибухами наднових зірок і називаються залишками спалахів наднових зірок. Вони грають дуже важливу роль у формуванні структури міжзоряного газу. Поряд з описаними особливостями для них характерно нетеплове радіовипромінювання з поважним спектром, викликане релятивістськими електронами, прискорює як в процесі вибуху наднової, так і пізніше пульсаром, який зазвичай залишається після вибуху. Туманності, пов'язані з вибухами нових зірок, малі, слабкі і недовговічні.

«Шолом Тора» - туманність навколо зірки Вольфа – Райе.

Туманності навколо зірок Вольфа-Райе - інший тип туманностей, створених ударними хвилями пов'язаний із зоряним вітром від зірок Вольфа-Райе. Ці зірки характеризуються дуже потужним зоряним вітром з потоком маси ≈ 10^-5 M_⊙ в рік і швидкістю витікання 1·10³-3∙10³ км/с. Вони створюють туманності розміром в декілька парсек з яскравими волокнами на кордоні астросфери такої зірки. На відміну від залишків спалахів наднових зірок, радіо-випромінювання цих туманностей має теплову природу. Час життя таких туманностей обмежена тривалістю перебування зірок в стадії зірки Вольфа - Райе і близько до 10⁵ років.

Туманності навколо O-зірок - аналогічні за властивостями туманностям навколо зірок Вольфа-Райе, але утворюються навколо найбільш яскравих гарячих зірок спектрального класу О, що володіють сильним зоряним вітром. Від туманностей, пов'язаних із зірками Вольфа-Райе, вони відрізняються меншою яскравістю, великими розмірами і, мабуть, більшою тривалістю життя.

Туманності в областях зореутворення: ударні хвилі менших швидкостей виникають в областях міжзоряного середовища, в яких відбувається зореутворення. Вони призводять до нагрівання газу до сотень і тисяч градусів, порушення молекулярних рівнів, часткового руйнування молекул, нагріванню пилу. Такі ударні хвилі видно у вигляді витягнутих туманностей світяться переважно в інфрачервоному діапазоні. Ряд таких туманностей виявлений, наприклад, в осередку зореутворення, пов'язаному з туманністю Оріона.

Туманність Лямбда Центавра (IC 2944) іноді називають «Біжаче курча» за формою її найяскравішою центральній частині. Погляньте на нову фотографію, отриману за допомогою 2,2-метрового телескопа MPG/ESO: перед нами постає хмара світиться водню; його червонуватий відтінок характерний для дифузних туманностей, місць народження нових поколінь зірок. Туманність Лямбда Центавра знаходиться на відстані 6500 світлових років від Землі в напрямку південного сузір'я Центавр. Всередині туманності знаходяться яскраві молоді зірки, народжені тут же. Інтенсивне ультрафіолетове випромінювання цих зірок розігріває навколишній водень і змушує його світитися.

Деякі люди бачать в скупченнях газу образ курчати, правда при цьому існують розбіжності, які саме частини туманності мають «курячими» формами. Автори прес-релізу вважають, що тут ми маємо справу, скоріше, з незадоволеним, розсердженим птахом.

Так чи інакше, але туманність Лямбда Центавра і зараз є областю зореутворення. У верхній частині фотографії ми бачимо темні згустки, особливо виразні на червоному тлі. Це - глобули Бока. Вони виглядають темними, оскільки поглинають навколишній світ. Однак спостереження цих хмар за допомогою інфрачервоних телескопів, які здатні бачити крізь пил, що блокує видиме світло, показали, що прямо зараз всередині багатьох із них формуються зірки.

Найбільш помітна груп глобул Бока на цьому зображенні відома як Глобули Теккерея, названа на честь південноафриканського астронома, який відкрив їх у 1950-х. Глобули Теккерея стали головними визначними пам'ятками в знаменитій фотографії «Хаббла».

ВИЯВЛЯЄМО ПРЕДМЕТНУ КОМПЕТЕНТНІСТЬ

У ПИТАННЯХ ЗІР ТА ГАЛАКТИК

1. Поясніть, яким чином можна створити аналог сонячних гранул, користу

   ючись чайником з водою.

2. Відомо, що в ядрі Сонця внаслідок термоядерних реакцій утворюються

   нейтрино і гамма-кванти, які людське око не фіксує. Чому ж ми тоді бачимо Сонце?

3. Накресліть графік якісної зміни блиску затемнювано-подвійної зорі. По-

   ясніть рисунок.

4. В яких випадках у спектрі спектрально-подвійної зоряної системи можна

   спостерігати розщеплення ліній, а в яких — зміщення? Поясніть.

5. Опишіть процес визначення відстаней до цефеїд зі спостережень.

6. Опишіть якісно процес утворення зорі. Чи обов’язково молода зоря по-

   сяде місце на головній послідовності діаграми Герцшпрунга — Рассела?

7. Опишіть якісно, що відбувається із зорею, яка стала Надновою.

8. Усередині білих карликів не відбуваються термоядерні реакції. За раху-

   нок якої енергії світять ці зорі?

9. Обґрунтуйте метод спостережень чорної діри.

10. Чи можна спостерігати кульові скупчення зір у Галактиці, розкиданими

    по всьому небу? Відповідь обґрунтуйте.

11. У Галактиці відомо кілька типів туманностей, відмінних між собою. А чи

    є в них щось спільне?

12. Обчисліть швидкість віддалення галактики, що перебуває від нас на

    відстані 5 *10⁸ пк.

? Запитання для самоперевірки

1. В яких утвореннях Галактики можна побачити зорі однакового віку

   й однакового початкового хімічного складу?

2. У галактиці відомо кілька типів не схожих між собою туманностей.

   Що це за туманності?

3. Які типи галактик вам відомі?

4. Які є методи визначення відстаней до галактик?

5. Що мають на увазі, коли говорять про комірчасту структуру Всесвіту?

zori_ta_ih_harakteristiki_20250513_102435.pdf письмове тестування