Зорка

Зьвесткі зь Вікіпэдыі — вольнай энцыкляпэдыі.

Зорка (неадназначнасьць)

Гэтая назва мае некалькі сэнсаў. Калі вас цікавяць іншыя сэнсы, глядзіце таксама Зорка (неадназначнасьць).

Зо́рка — нябеснае цела, па сваёй прыродзе падобнае з Сонцам, з прычыны велізарнай аддаленасьці бачнае з Зямлі як сьвятлівая кропка на начным небе. Зоркі ўяўляюць сабой масіўныя самасьвятлівыя газавыя (плязменныя) шары, якія ўтвараюцца з газава-пылавога асяродзьдзя (галоўным чынам з вадарода і гелію) у выніку гравітацыйнага сьціску. Тэмпэратура рэчыва ў нетрах зорак вымяраецца мільёнамі Кельвінаў, а на іх паверхні — тысячамі Кельвінаў. Энэргія пераважнай большасьці зорак вылучаецца ў выніку тэрмаядзерных рэакцый ператварэньні вадароду ў гелій або гелію ў вуглярод, якія адбываюцца пры высокіх тэмпэратурах ва ўнутраных абласьцях, у асобных, рэдка сустракаемых зорак, падчас іншых працэсаў. Зоркі часта завуць галоўнымі целамі Сусьвету, паколькі ў іх складзеная асноўная маса сьвятлівага рэчыва ў прыродзе.

Зьмест

1 Фізычныя характарыстыкі
2 Адзінкі вымярэньня
3 Будынак зорак
4 Узьнікненьне й эвалюцыя зорак
5 Распаўсюджанасьць
6 Клясыфікацыя зорак
7 Пазначэньні зорак
8 Рэакцыі ядзернага сынтэзу ў нетрах зорак
9 Глядзіце таксама
10 Вонкавыя спасылкі

[рэдагаваць] Фізычныя характарыстыкі

Масы пераважнай большасьці зорак ляжаць у межах ад 0,1 да 50—100 мас Сонцы.

Тэмпэратура ў нетрах зорак дасягае 10—12 млн. К.

[рэдагаваць] Адзінкі вымярэньня

Большасьць зорных характарыстык як правіла выяўляецца ў СІ, але таксама выкарыстоўваецца і СГС (напрыклад, сьвяцільнасьць выяўляецца ў эргах у сэкунду). Маса, сьвяцільнасьць і радыюс звычайна даюцца ў суадносінах з нашым Сонцам:

сонечная маса:	$M_\bigodot = 1.9891 \times 10^{30}$ кг
сонечная сьвяцільнасьць:	$L_\bigodot = 3.827 \times 10^{26}$ Вт
сонечны радыюс:	$R_\bigodot = 6.960 \times 10^{8}$ м

Вялікія адлегласьці, такія як радыюс гіганцкіх зорак або вялікая паўвось падвойных зорных сыстэм часта выяўляюцца з выкарыстаньнем астранамічнай адзінкі (а. а.) — сярэдняя адлегласьць паміж Зямлёй і Сонцам (150 млн км).

[рэдагаваць] Будынак зорак

[рэдагаваць] Узьнікненьне й эвалюцыя зорак

Асноўны артыкул: Зорная эвалюцыя

Зорка пачынае сваё жыцьцё як халоднае разрэджанае воблака міжзоркавага газу, якое сьціскаецца пад дзеяньнем уласнага прыцягненьня. Пры сьціску энэргія гравітацыі пераходзіць у цеплыню, і тэмпэратура газавай глобулы ўзрастае. Калі тэмпэратура ў ядры дасягае некалькіх мільёнаў Кельвінаў, пачынаюцца тэрмаядзерныя рэакцыі і сьціск спыняецца. У такім стане зорка знаходзіцца вялікую частку свайго жыцьця, знаходзячыся на галоўнай пасьлядоўнасьці дыяграмы Герцшпрунга — Расэла, пакуль ня скончацца запасы паліва ў яе ядры. Калі ў цэнтры зоркі ўвесь вадарод ператворыцца ў гелій, тэрмаядзернае гарэньне вадароду працягваецца на пэрыфэрыі геліявага ядра.

У гэты пэрыяд структура зоркі пачынае прыкметна зьмяняцца. Яе сьвяцільнасьць расьце, вонкавыя пласты пашыраюцца, а тэмпэратура паверхні зьніжаецца — зорка становіцца чырвоным гігантам. На галіны гігантаў зорка праводзіць значна менш часу, чым на галоўнай пасьлядоўнасьці. Калі маса яе ізатэрмічнага геліявага ядра становіцца значнай, яно не вытрымоўвае ўласнай вагі і пачынае сьціскацца; нарастальная пры гэтым тэмпэратура стымулюе тэрмаядзернае ператварэньне гелія ў цяжэйшыя элемэнты.

[рэдагаваць] Белыя карлікі й нэўтронныя зоркі

Неўзабаве пасьля геліявай выбліскі «загараюцца» вуглярод і кісларод; кожнае з гэтых падзей выклікае моцную перабудову зоркі й яе хуткае перасоўваньне па дыяграме Герцшпрунга — Расэла. Памер атмасфэры зоркі павялічваецца яшчэ больш, і яна пачынае інтэнсіўна губляць газ у выглядзе разьлятаючых струменяў зорнага ветра. Лёс цэнтральнай часткі зоркі цалкам залежыць ад яе зыходнай масы: ядро зоркі можа скончыць сваю эвалюцыю як белы карлік (маламасіўныя зоркі), у выпадку, калі яе маса на позьніх стадыях эвалюцыі перавышае мяжу Чандрасэкара — як нэўтронная зорка (пульсар), калі жа маса перавышае мяжу Опэнгеймера — Волкава — як чорная дзіра. У двух апошніх выпадках завяршэньне эвалюцыі зорак суправаджаецца катастрафічнымі падзеямі — выбліскамі звышновых.

Пераважная большасьць зорак, і Сонца у тым ліку, сканчаюць эвалюцыю, сьціскаючыся датуль, пакуль ціск выраджаных электронаў не ўраўнаважыць гравітацыю. У гэтым стане, калі памер зоркі памяншаецца ў сотню разоў, а шчыльнасьць становіцца ў мільён разоў вышэй шчыльнасьці воды, зорку завуць белым карлікам. Яна пазбаўленая крыніц энергіі і, паступова астываючы, становіцца цёмнай і нябачнай.

У зорак больш масіўных, чым Сонца, ціск выраджаных электронаў не можа стрымаць сьціск ядра, і яно працягваецца датуль, пакуль большасьць часціц не ператворыцца ў нейтроны, спакаваныя так шчыльна, што памер зоркі вымяраецца кілямэтрамі, а шчыльнасьць у 100 млн. раз перавышае шчыльнасьць вады. Такі аб'ект завуць нэўтроннай зоркай; яго раўнавага падтрымліваецца ціскам выраджанага нэўтроннага рэчыва.

[рэдагаваць] Чорныя дзіры

У зорак больш масіўных, чым папярэднікі нэўтронных зорак, ядры выпрабоўваюць поўны гравітацыйнай калапс. Па меры сьціску такога аб'екта сіла цяжару на яго паверхні ўзрастае настолькі, што ніякія часьціцы і нават сьвятло ня могуць яе пакінуць, — аб'ект становіцца нябачным. У яго навакольля істотна зьмяняюцца ўласьцівасьці прасторы-часу; іх можа апісаць толькі агульная тэорыя адноснасьці. Такія аб'екты завуць чорнымі дзірамі.

[рэдагаваць] Схема эвалюцыі адзінкавых зорак

малыя масы 0.08M_sun<M_*<0.5M_sun	умераныя масы 0.5M_sun<M_*<8M_sun		масіўныя зоркі 8M_sun<M_*<60-100M_sun
	0.5M_sun<M_*<3M_sun	3M_sun<M_*<8M_sun	8M_sun<M_*<10M_sun	M_*>10M_sun
гарэньне вадароду ў ядры
геліявыя белыя карлікі	выражд. He ядро	нявыражд. He ядро
	геліявы выбліск
	спакойнае гарэньне гелія ў ядры
	CO белы карлік		выражд. CO ядро	нявыражд. CO ядро
			вугляродная дэт.	гарэньне вугляроду ў ядры. CO у Fe
			гарэньне вугляроду ў ядры. C у O, Ne, Si, Fe, Ni..
			O,Ne,Mg…белы карлік або нейтронная зорка	чорная дыра

Схема эвалюцыі адзінкавых зорак. Па В. А. Батуріну і І. В. Міронавай

[рэдагаваць] Працягласьць эвалюцыі зорак

[рэдагаваць] Распаўсюджанасьць

Найблізкай да Зямлі зоркай зьяўляецца (не лічачы Сонцы) Проксіма Цэнтаўра. Яна разьмешчаная у 4,2 сьветавых гадоў ад нашай Сонечнай сыстэмы (4,2 сьветавых гадоў = 39 трыльёнаў км = 3,9 × 10¹³ км). Глядзіце таксама сьпіс найблізкіх зорак.

[рэдагаваць] Клясыфікацыя зорак

Зоркі клясыфікуюць па сьвяцільнасьці, масе, тэмпэратуры паверхні, хімічнаму складу, асаблівасьцям спэктру (спэктральнаму клясу).

[рэдагаваць] Пазначэньні зорак

У нашай Галяктыцы больш 100 млрд. зорак. На фатаграфіях неба, атрыманых буйнымі тэлескопамі, відаць такое мноства зорак, што бессэнсоўна нават спрабаваць даць ім усім імёны або хоць бы зьлічыць іх. Каля 0,01 % усіх зорак Галяктыкі занесена ў каталогі. Такім чынам, пераважная большасьць зорак, назіраных у буйныя тэлескопы, пакуль ня пазначана й ня зьлічана.

Самыя яркія зоркі ў кожнага народа атрымалі свае імёны. Шматлікія зь іх цяпер ўжываюцца, напрыклад, Альдэбаран, Алголь, Дэнэб, Рыгель і інш., маюць арабскае паходжаньне; культура арабаў паслужыла мастом праз інтэлектуальную прорву, якая адлучае падзеньне Рыму ад эпохі Адраджэньні.

У выдатна ілюстраванай Уранамэтріі (Uranometria, 1603) нямецкага астранома І. Байэра (1572—1625), дзе намаляваныя сузор'і й звязаныя зь іх назвамі легендарныя постаці, зоркі былі ўпершыню пазначаныя літарамі грэцкага альфабэту прыблізна ў парадку зьмяншэньня іх бляску: α — найярчэйшая зорка сузор'я, β — другая па бляску, і г. д. Калі ня хапала літар грэцкага альфабэту, Байэр выкарыстаў лацінскі. Поўнае пазначэньне зоркі складалася з згаданай літары й лацінскай назвы сузор'я. Напрыклад, Сірыўс — найярчэйшая зорка ў сузор'і Вялікай Сабакі (Canis Major), таму яго пазначаюць як α Canis Majoris, або скарочана α CMa; Алголь — другая па яркасьці зорка ў Пэрсэю пазначаецца як β Persei, або β Per. Адзінае выключэньне - зоркі Каўша, пазначаныя ў парадку прытрымліваньня.

Джон Флемстыд (1646—1719), першы Каралеўскі астраном Ангельшчыны, увёў сыстэму пазначэньня зорак, ня зьвязаную зь іх бляскам. У кожным сузор'і ён пазначыў зоркі нумарамі ў парадку павелічэньня іх прамога ўзыходжаньня, гэта значыць у тым парадку, у якім яны перасякаюць мэрыдыян. Так, Арктур, ён жа α Волопаса (α Bootes), пазначаны як 16 Bootes.

Некаторыя нязвычайныя зоркі часам завуць імёнамі астраномаў, упершыню апісаўшых іх унікальныя ўласьцівасьці. Напрыклад, зорка Барнарда названая ў гонар амэрыканскага астранома Э. Барнарда (1857—1923), а зорка Каптэйна — у гонар нiдэрляндзкага астранома Я. Каптэйна (1851—1922). На сучасных картах зорнага неба звычайна нанесеныя старажытныя ўласныя імёны яркіх зорак і грэцкія літары ў сыстэме пазначэньняў Байэра (яго лацінскія літары выкарыстоўваюць рэдка); астатнія зоркі пазначаюць паводле Флемстыду. Але не заўсёды на картах хапае месцы для гэтых пазначэньняў, таму пазначэньні астатніх зорак трэба шукаць у зорных каталогах.

Для зьменных зорак выкарыстоўваецца свой спосаб пазначэньня. Такія зоркі пазначаюць у парадку іх выяўленьня ў кожным сузор'і. Першую пазначаюць літарай R, другую — S, затым T і г. д. Пасьля Z ідуць пазначэньні RR, RS, RT і г. д. Пасля ZZ ідуць AA і г. д. (Літару J не выкарыстаюць, каб ня было блытаніны з I.) Калі ўсе гэтыя камбінацыі сканчаюцца (усяго іх 334), то працягваюць нумарацыю лічбамі з літарай V (variable — пераменны), пачынальна з V335. Напрыклад: S Car, RT Per, V557 Sgr.