Зорка
Зьвесткі зь Вікіпэдыі — вольнай энцыкляпэдыі.
Зорка – нябеснае цела, якое ўяўляе сабой шар, складзены з газу і ўтрымліваемы сіламі гравітацыі, у якім працякаюць ядзерныя рэакцыі.
Зьмест |
[рэдагаваць] Характарыстыкі зорак
[рэдагаваць] Зорная велічыня
Зорная велічыня адлюстроўвае, на колькі добра бачна зорка. Гэтая характарыстыка з’явілася яшчэ ў старажытныя часы, калі лічылася, што ўсе зоркі знаходзяцца на адной адлегласці ад Зямлі, і таму па іх бліску можна вызначыць памер. Бачныя зоркі маюць зорныя велічыні ад Failed to parse (Can't write to or create math output directory): 1^m
(самыя яркія) да Failed to parse (Can't write to or create math output directory): 6^m (ледзь бачныя). Лічыцца, што зорка 1-ай велічыні свеціць ярчэй за зорку 6-ай велічыні роўна ў 100 разоў. Пасля з’яўлення тэлескопаў, колькасць бачных зорак значна павялічылася, таму пачалі ўжываць нумарацыю да 21-ай зорнай велічыні. Таксама велічыня можа быць дробнай (напр. Failed to parse (Can't write to or create math output directory): 7,3^m
), роўнай 0 ці нават адмоўнай. У сувязі з тым, што зорная велічыня не адлюстроўвае рэальнай яркасці зоркі, ужываецца таксама абсалютная зорная велічыня, якая характарызуе свяцімасць зоркі, калі б яна была на адлегласці ад зямлі, роўнай (10 пс).
[рэдагаваць] Свяцімасць
Свяцімасць зоркі – колькасць энэргіі якую выдзяляе зорка. Яе можна вызначыць, ведаючы абсалютную зорную велічыню. Свяцімасць зорак вагаецца ў даволі шырокім дыяпазоне. Напрыклад, свяцімасць S Залатой Рыбы перавышае свяцімасць Cонца ў 500 000 разоў.
[рэдагаваць] Адлегласць
Адлегласць да зоркі вымяраецца ў светлавых гадах ці ў парсеках. Існуе некалькі спосабаў вызначыць, на колькі далёка ад нас знаходзіцца зорка. Самы просты – гэта метад паралакса, але ён дазваляе вызначыць адлегласць толькі да бліжэйшых зорак, не перавышаючую некалькіх соцень парсекаў. Адлегласць да аддаленых зорак вызначаецца метадам спектральнага паралакса, які будуецца на вызначэнні абсалютнай зорнай велічыні па спектры і на далейшым параўнанні яе з адноснай зорнай велічынёй.
[рэдагаваць] Маса
Маса зоркі – вельмі істотная велічыня. У адрозненне ад свяцімасці і зорнай велічыні яна вагаецца ў больш вузкіх межах. Найбольш проста вызначыць масу падвойнай зоркі, бо да яе можна прымяняць закон сусветнага прыцягнення. Таксама ёсць залежнасць паміж масай і свяцімасцю зоркі (свяцімасць змяняецца прапарцыйна кубу масы). Гэтую уласцівасць ужываюць для вызначэння мас асобных зорак.
[рэдагаваць] Спектральная класіфікацыя
Па спектру зоркі можна вызначыць практычна ўсе яе характарыстыкі. Існуюць дэталізавана распрацаваная класіфікацыя зорак, якая складаецца з літары лацінскага алфавіта, якая абазначае клас і лічбы, якая абазначае падклас. Паслядоўнасць класаў адлюстроўвае змяненне тэмпературы ў бок паніжэння: O-B-A-F-G-K-M
[рэдагаваць] Эвалюцыя зоркі
Зоркі ўтвараюцца з газа-пылавога воблака пад уздзеяннем сіл гравітацыі. Калі сілы гравітацыі пачынаюць перавышаць ціск газу, то газ пачынае сціскацца, што суправаджаецца падняццем тэмпературы. Гэты этап называецца пратазоркай. Калі тэмпература у цэнтры пратазоркі падымецца да некалькіх мільёнаў К, то ў цэнтры зоркі пачнецца тэрмаядзерная рэакцыя сінтэзу і зорка пачне наступны этап свайго існавання.
Падчас тэрмаядзерных рэакцый вадарод, які складаў асноўную частку масы новай зоркі пачне ператварацца ў гелій. Калі большая частка вадароду будзе пераўтвораная, то ў цэнтры зоркі ўтворыцца геліевае ядро, а тэрмаядзерныя рэакцыі будуць праходзіць у слоі, які да яго прылягае. Ядро пачне сціскацца далей, павялічваючы сваю тэмпературу, у выніку чаго ў ім пойдуць рэакцыі сінтэзу вугляроду і іншых цяжкіх элементаў. У выніку вялізарнага выдзялення энергіі фотасфера пачне пашырацца і зорка пераўтворыцца ў чырвонага гіганта. Валодаючы невялікай масай, фотасфера перастае прыцягвацца ядром і з часам разлятаецца і ператвараецца ў туманнасць. Ад зоркі застаецца толькі ядро – белы карлік.
Калі маса зоркі значна перавышала сонечную, то такія зоркі на апошніх этапах існавання губляюць устойлівасць і могуць выбухнуць у якасці звышновай, а пасля сціснуцца да некалькіх кіламетраў, пераўтварыўшыся ў нейтронную зорку. Калі пасля выбуху маса ўсе яшчэ перавышае сонечную ў некалькі разоў і сцісканне будзе працягвацца, то зорка можа пераўтварыцца ў чорную дыру.
