МАСИ І РОЗМІРИ ЗІР

Нехай компоненти займають положення A1, і B1, й А3 і В3, тоді один з них рухається до спостерігача, а другий — ід нього (мал. 74, І, III). У цьому разі спостерігається роз¬доєння спектральних ліній. У зорі, яка наближається, спектральної лінії зміщуються до синього кінця спектра, а в тієї, що від¬даляється.— до червоного. Але якщо компоненти подвійної зо-Іі займають положення A2 і В2 чи А4 і В4 (мал. 74, II, IV), то Ібидва вони рухаються під прямим кутом до променя зору і роздвоєний спектральних ліній не буде.

Якщо одна із зір світиться слабо, то буде видно лінії тільки фугої зорі, що періодично зміщуються.При взаємному обертанні компоненти спектрально-подвійної юрі можуть по черзі заступати один одного. Такі зорі називаються затемнено-подвійними або алголями, за назвою свого типового представника р Персея. Під час затемнень загальна яскравість пари, компонентів якої ми нарізно не бачимо, слабшатиме (положення В і D на мал. 75). Решту часу в проміжках між затемненнями вона майже стала (положення А і С) і тим довша, чим коротша тривалість затемнень і чим більший радіус орбіти. Якщо супутник великий, але сам дає мало світла, то сумарна яскравість системи зменшується зовсім ненабагато, коли яскрава зоря заступає супутник.

Стародавні араби назвали р Персея Алголем (перекручене ель ґуль), що означає «диявол». Можливо, вони помітили його дивну поведінку: протягом 2 днів 11 год яскравість Алголя стала, потім за 5 год вона слабшає від 2,3 до 3,5 зоряної величини, далі за 5 год яскравість повертається до попереднього зна¬чення.

Аналіз кривої зміни видимої зоряної величини у функції часу дає змогу визначити розміри і яскравість зір, розміри орбіти, її форму і нахил до променя зору, а також маси зір. Отже, затемнено-подвійні зорі, що спостерігаються також і як спектрально-подвійні, є найбільш грунтовно вивченими системами. На жаль, таких систем відомо ще порівняно мало.

Періоди відомих спектрально-подвійних зір і алголів здебіль¬шого короткі — близько кількох діб.

Взагалі подвійність зір — дуже поширене явище. Статистика показує, що близько 30 % усіх зір, очевидно, подвійні.

Визначені описаними методами маси зір розрізняються набага¬то менше, ніж їх світності: приблизно від 0,1 до 100 мас Сонця. Дуже великі маси зустрічаються надто рідко. Звичайно зорі мають масу, меншу від п'яти мас Сонця.

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 все¬редині 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 хі¬мічних 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 однако¬ві 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, по¬верхня Капелли більша за поверхню Сонця в 120 раз, а діаметр і радіус її більші від сонячних у  11 раз. Визначити роз¬міри інших зір дає змогу знання законів випромінювання.

Так, у фізиці встановлено, що повна енергія, яка випроміню¬ється за одиницю часу з 1 м2 поверхні нагрітого тіла, дорів¬нює: i = T4, де  — 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, r , i, Т відносяться до Сонця, а L = 1. Звідсиу радіусах Сонця.

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

Результати таких обчислень розмірів світил повністю під¬твердилися, коли стало можливим вимірювати кутові діаметри зір за допомогою особливого оптичного приладу (зоряного інтер¬ферометра) .