Zvaigžņu īpašības

Zvaigžņu spektri: Izpētot zvaigžņu spektrus, izdevās noskaidrot zvaigžņu ķīmisko sastāvu.

Starjauda un citi raksturlielumi: Zvaigznes galvenie raksturlielumi ir starjauda, temperatūra, rādiuss un masa.

H-R diagramma: Hercšprunga – Rasela diagrammai astronomijā ir tāda pati nozīme kā elementu periodiskajai sistēmai ķīmijā vai sugu klasifikācijai bioloģijā.

Zvaigžņu attālumi: Saulei tuvākā zvaigzne ir Centaura Alfa.

Zvaigžņu spektri

Zvaigznes, tāpat kā Saule, ir milzīgas spīdošas gāzes lodes. Mūsdienās ir noskaidroti zvaigžņu izmēri, uzbūve un ķīmiskais sastāvs. Tas kļuvis iespējams pateicoties tam, ka tika izpētīti zvaigžņu spektri. Zvaigžņu spektrus iegūst ar spektrogrāfu, kuru pievieno teleskopam. Tāpat kā Saulei, arī zvaigznēm ir nepārtraukts starojuma spektrs. Nepārtrauktajā spektrā redzamas tumšas spektrāllīnijas, ko veido dažādi ķīmiskie elementi. Pēc zvaigznes spektra iespējams noteikt tās redzamās virsmas temperatūru. Zvaigznes temperatūra ir saistīta ar tās krāsu. Piemēram, metālu var sakarsēt līdz sarkankvēlei, bet, paaugstinot temperatūru, - pat līdz baltkvēlei. Šeit ir līdzība ar zvaigznēm. Jo zvaigzne karstāka, jo tā tā ir baltāka. Atkarībā no temperatūras zvaigznes var būt sarkanas, oranžas, dzeltenas, baltas un pat zilganas. Zilganās zvaigznes ir viskarstākās, bet sarkanās zvaigznes ir visaukstākās. Zvaigznes izstaro ne tikai redzamo gaismu. Sarkanās zvaigznes spēcīgi staro arī infrasarkanajā diapazonā, bet zilganās zvaigznes - ultravioletajā diapazonā.

1. att. Zvaigžņu temperatūras un krāsas attiecība. Doti arī zināmu zvaigžņu piemēri (Astrobackyard.com attēls)

Pamatojoties uz zvaigžņu spektru, ir izveidota zvaigžņu spektrālā klasifikācija. Virzienā no karstākajām uz aukstākajām zvaigznes iedala šādās spektra klasēs: O, B, A, F, G, K, M. Tā kā šāds dalījums ir samērā aptuvens, ieviestas arī spektrālās apakšklases, kuras apzīmē ar cipariem no 0 līdz 9. Saule, piemēram, ir G2 spektra klases zvaigzne.

Tabula 1: Zvaigžņu spektrālā klasifikācija

Paralēli spektra pamatklasifikācijai izmanto vēl dažas spektra klases. Ar burtiem WR apzīmē Volfa-Rajē zvaigznes, kuru spektrs ir tāds pats kā karstākajām O klases zvaigznēm, vienīgi tajā redzamas izteiktas emisijas līnijas, kuras rada blīvs un karsts gāzes apvalks, kas apņem zvaigzni (2. att.). Savukārt starp aukstajām sarkanajām zvaigznēm izdala C spektra klasi, kurā ietilpst oglekļa zvaigznes, kuru spektros novēro spēcīgas oglekļa savienojumu absorbcijas joslas. Tās arī tiek aktīvi pētītas Latvijā ar Baldones Šmita teleskopu. Reti sastopamas ir S spektra klases zvaigznes, kas līdzinās M klases zvaigznēm, vienīgi to spektros ir citu ķīmisko savienojumu absorbcijas joslas.

2. att. Ilustrācija ar salīdzinājumu Saulei, WR un O tipa zvaigznei (NASA/JPL attēls)

Spektrāllīnijas, kas redzamas zvaigznes starojuma spektrā, veidojas zvaigznes atmosfērā. Atmosfēras galvenās sastāvdaļas ir ūdeņradis un hēlijs, taču zvaigžņu spektros labi redzamas arī citu ķīmisko elementu - slāpekļa, skābekļa, silīcija, dažādu metālu spektrāllīnijas. Karsto zvaigžņu atmosfērās atomi atrodas jonizētā stāvoklī, bet auksto zvaigžņu atmosfērās tie veido pat molekulārus savienojumus.

Pat viena spektrālā tipa zvaigznēm absorbcijas līnijas ne vienmēr izskatās vienādi. Dažām zvaigznēm tās ir šauras un asi norobežotas, citām tās ir platas un izplūdušas. Šīs atšķirības nosaka spiediens zvaigznes atmosfērā. Šauras spektrāllīnijas norāda uz lielu izmēru zvaigzni, kuras atmosfēras spiediens ir mazs. Platas spektrāllīnijas novērojamas nelielām zvaigznēm, kuru atmosfērā pastāv augsts spiediens. Arī dažu spektrāllīniju intensitāte ir atkarīga no atmosfēras spiediena. Šie faktori ļauj atšķirt milzu zvaigznes no pundurzvaigznēm.

Starjauda un citi raksturlielumi

Zvaigznes atšķiras pēc spožuma. Taču zvaigznes redzamais spožums vēl nedod priekšstatu par patieso enerģijas daudzumu, ko zvaigzne ik sekundi izstaro kosmiskajā telpā - starjaudu. Zvaigzne, kas izstaro spēcīgi, bet atrodas tālu, var pie debess izskatīties mazāk spoža, nekā tuva zvaigzne, kas staro pavisam vāji. Tāpēc, lai noteiktu zvaigznes starjaudu, jāzina attālums līdz zvaigznei. Zvaigžņu starjauda ir ļoti atšķirīga. Pārmilzu zvaigznes izstaro kosmosā simtiem tūkstošu reižu vairāk enerģijas nekā Saule, bet pundurzvaigžņu starjauda ir daudzkārt mazāka par Saules starjaudu. Zvaigžņu starjaudu parasti izsaka Saules starjaudas vienībās. Saules starjauda ir 3,9 * 10²⁶ J.

Vēsturiski zvaigžņu patiesā spožuma raksturošanai tika ieviests vēl viens lielums – zvaigznes absolūtais spožums. Tas ir spožums, kāds būtu zvaigznei, ja tā atrastos 10 parseku attālumā. Parseks ir attālums, no kura Zemes orbītas rādiuss būtu redzams vienā leņķa sekundē. Saule šādā attālumā būtu tikko saskatāma ar neapbruņotu aci – tās zvaigžņlielums būtu 4,8. Absolūto spožumu, tāpat kā redzamo spožumu, mēra zvaigžņlielumos.

3. att. Piena Ceļā redzamas tūkstošiem zvaigzņu. Starp tām ir punduri un pārmilži, tuvas un tālas zvaigznes. Attēla redzama viena no daudzām zvaigžņu kopām Piena ceļā uzņemta ar Habla teleskopu (NASA attēls)

Zvaigznes redzamās virsmas temperatūru jeb t.s. efektīvo temperatūru nosaka, izpētot zvaigznes spektru un izmērot zvaigznes spožuma starpību noteiktos spektra apgabalos. Tā kā zvaigznes neizstaro visu krāsu gaismu vienādi, tad, mērot zvaigznes spožumu caur zilu un dzeltenu gaismas filtru, iegūst atšķirīgas spožuma vērtības. Dzeltena zvaigzne būs spožāka dzeltenajā spektra daļā, bet zila zvaigzne, gluži pretēji, būs spožāka spektra zilajā daļā. Šo spožumu starpību sauc par zvaigznes krāsas indeksu. Krāsas indekss ir viennozīmīgi saistīts ar zvaigznes temperatūru.​

Tabula 2: Dažu zvaigžņu raksturlielumi

Tieši noteikt zvaigžņu izmērus ir ļoti sarežģīti. Pat visspēcīgākajā teleskopā praktiski visas zvaigznes lielā attāluma dēļ izskatās kā punkti. Tikai tuvākajām pārmilzu zvaigznēm ar speciāliem paņēmieniem iespējams izmērīt leņķisko diametru, tādēļ zvaigžņu izmērus galvenokārt nosaka aprēķinu ceļā. Tie izrādās ļoti atšķirīgi. Balto punduru rādiuss ir aptuveni 100 reižu mazāks nekā Saulei. Vislielākās zvaigznes ir sarkanie pārmilži, kuru izmēri vairāk nekā 100 reizes pārsniedz Saules izmērus. Piemēram, VY Canis Majoris ir 3000 reižu lielāks par Sauli (4. att.). Ja tas atrastos Saules vietā, tad Merkurs, Venēra, Zeme, Marss, Jupiters un pat Saturns ietilptu zvaigznes iekšienē. Zvaigžņu rādiusu parasti izsaka Saules rādiusa vienībās, kurš vienāds ar 696 tūkstošiem kilometru.

4. att. Vienas no lielākajām novērotajām zvaigznēm. Saule, Zemes, Jupitera un Neptūna orbīta salīdzinājumā ar Pistola zvaigzni, Kasiopejas rho, Betelgeize un VY Canis Majoris

Zvaigznes masa ir svarīgs raksturlielums, taču masu tieši iespējams noteikt tikai tām zvaigznēm, kas ietilpst dubultsistēmās. Pārējām zvaigznēm masu nosaka pēc aptuvenām sakarībām, kas iegūtas, analizējot lielu daudzumu zvaigžņu. Vairumam zvaigžņu masa ir 0,3 līdz 3 Saules masas. Lielākas un mazākas masas zvaigznes sastopamas reti. Tāpat kā citus raksturlielumus, arī zvaigžņu masu izsaka Saules masas vienībās. Saules masa ir 1,989 x 1030 kg.​

H-R diagramma

Izpētot daudzas zvaigznes, astronomi atklāja interesantas likumsakarības, kas saista galvenos zvaigžņu raksturlielumus. Ja uzzīmē grafiku, kurā uz horizontālās ass atliek zvaigžņu virsmas temperatūru, bet uz vertikālās ass - starjaudu, tad iegūst spektra - starjaudas jeb Hercšprunga - Rasela diagrammu. Saīsināti to sauc par H – R diagrammu (5. att.).

5. att. Herčšprunga – Rasela diagramma

Zvaigznes H - R diagrammā veido vairākas skaidri nodalītas grupas. Diagrammas augšdaļā pa izvietojušās liela izmēra zvaigznes ar ļoti lielu starjaudu. Tās ir pārmilzu zvaigznes. Atkarībā no temperatūras tās var būt baltas, dzeltenas un sarkanas.  Lielākā daļa šo zvaigžņu ir sarkanas, jo to lielā izmēra dēļ virsmas temperatūra samazinās, lai gan to starjauda joprojām ir ļoti augsta. Šī plašā virsma vairāk nekā kompensē zemāku temperatūru, kas ir iemesls, kāpēc pārmilžu zvaigznes atrodas H-R diagrammas labajā pusē.

Zem tām izvietojusies liela zvaigžņu grupa ar mazāku starjaudu - milzu zvaigznes, galvenokārt dzeltenie un sarkanie milži. H - R diagrammu no kreisās uz labo pusi šķērso izliekta josla, kas ietver zvaigžņu vairākumu. Tās ir galvenās secības zvaigznes. Šīs zvaigznes ir ļoti dažādas. Kreisajā pusē augšā koncentrējas karstas, baltas un spožas zvaigznes, vidū - dzeltenie punduri, bet labajā pusē apakšā - sarkanie punduri ar zemu virsmas temperatūru un nelielu starjaudu. Saule ir galvenās secības pundurzvaigzne. Diagrammas kreisajā apakšējā stūrī atsevišķu zvaigžņu grupu veido baltie punduri.​

H - R diagramma atspoguļo fundamentālas zvaigžņu uzbūves un attīstības likumsakarības. Zvaigznes atrašanās vieta diagrammā mainās zvaigznes evolūcijas procesā. Piemēram, pēc galvenās secības stadijas zvaigzne kļūst par sarkano milzi. Tās temperatūra samazinās, bet starjauda pieaug. Zvaigzne H – R diagrammā pārvietojas pa labi un uz augšu. Jāpiebilst, ka zvaigznes pārvietošanās H - R diagrammā nozīmē to, ka evolūcijas procesā mainās tās parametri, nevis to, ka zvaigzne fiziski pārvietojas kosmiskajā telpā.

Tabula 3: Zvaigžņu iedalījums grupās

Dažādu grupu zvaigznes pieder pie atšķirīgām starjaudas klasēm. Pārmilži pieder I starjaudas klasei, spožie milži - II klasei, normālie milži - III klasei, submilzu zvaigznes - IV klasei, bet galvenās secības zvaigznes - V starjaudas klasei. Reizēm vēl izdala VI - subpundurzvaigžņu klasi. Baltajiem punduriem nav starjaudas klases apzīmējuma. Tātad pilns Saules apzīmējums ir G2V un tas ietver pilnu informāciju par zvaigznes temperatūru un starjaudu un, līdz ar to, par atrašanās vietu H-R diagrammā.

Zvaigžņu attālumi

Attālumi starp zvaigznēm ir milzīgi. Piemēram, attālums līdz Saulei tuvākajai zvaigznei Centaura Alfa ir 41 miljoni miljonu kilometru jeb 4,34 gaismas gadi. Ja gribētu aizlidot uz Centaura Alfa ar modernu kosmisko lidaparātu, kura ātrums ir 50 km/s, ceļojums ilgtu 26 tūkstošus gadu.

Tabula 4: Attālumu mērvienības astronomijā

Attālumus līdz zvaigznēm zinātnieki centās noteikt jau kopš 17. gadsimta. Viņi sprieda tā - ja Zeme riņķo ap Sauli, tad, raugoties no dažādiem Zemes orbītas punktiem, tuvai zvaigznei vajadzētu šķietami nedaudz pārvietoties attiecībā pret tālajām zvaigznēm. Jo tālāka zvaigzne, jo šī nobīde mazāka. Tādu pašu efektu var panākt, turot acu priekšā pildspalvu un pārmaiņus skatoties uz to gan ar vienu, gan otru aci - pildspalva “lēkā” - pārvietojas attiecībā pret fonu. Taču zvaigžņu pārvietošanās efektu, ko sauc par zvaigžņu gada paralaksi (6. att.), nekādi neizdevās konstatēt. Tikai sākot ar 1837. gadu astronomiem izdevās noteikt attālumu līdz tuvākajām zvaigznēm. Zvaigžņu attāluma noteikšana bija saistīta ar lielām grūtībām, jo bija jāizmēra ļoti niecīgs leņķis. Pat pašai tuvākajai zvaigznei - Centaura Alfa paralakse ir mazāka par vienu loka sekundi. Šis attalums ir salīdzināms ar futbola bumbu, uz kuru skatītos no 20 kilometru attāluma. Mūsdienās zvaigžņu attāluma noteikšanai izmanto speciālas orbitālās observatorijas. Gaia ir ESA orbitālā observatorija, kas tika palaista 2013. gadā, ar kuru ir novērotas milijards paralakses zvaigznēm. Gaia vēljoprojām aktīvi darbojas un turpina papildināt zvaigžņu katalogus ar jaunu informāciju. 

6. att. Paralkses pamatprincips

Ja ap Sauli iedomāti apvilktu sfēru, kuras rādiuss ir 100 reizes lielāks nekā attālums līdz tuvākajai zvaigznei, tajā ietilptu aptuveni viens miljons zvaigžņu, to skaitā arī praktiski visas spožās zvaigznes, kas redzamas ar neapbruņotu aci. Taču šī zvaigžņu sfēra būtu tikai niecīgs “burbulītis” milzīgajā zvaigžņu sistēmā, ko sauc par Galaktiku.​

Tabula 5: Piecas Saulei tuvākās zvaigznes

Zvaigznes kosmiskajā telpā nav nekustīgas - tās riņķo ap Galaktikas centru. Attiecībā pret Sauli daļa zvaigžņu tuvojas, bet daļa - attālinās. Zvaigznes kustību novērotāja virzienā vai prom no tā raksturo ar radiālo ātrumu. Zvaigžņu radiālais ātrums ir daži desmiti km/s mūsu galaktikā. Parasti zvaigzne kustas noteiktā leņķī pret novērotāju, tāpēc tā ne tikai tuvojas vai attālinās, bet arī pārvietojas pie debess sfēras. Šo efektu sauc par zvaigžņu īpatnējo kustību. Taču īpatnējās kustības radītās zvaigžņu izvietojuma izmaiņas ir ļoti mazas - lai tās kļūtu pamanāmas, jāpaiet daudziem gadsimtiem. Vislielākā īpatnējā kustība ir Bārnarda zvaigznei Čūskneša zvaigznājā, kas noiet vienu Mēness diametru 180 gados.

Kustas arī Saule. Attiecībā pret tuvākajām zvaigznēm Saule pārvietojas Herkulesa zvaigznāja virzienā uz punktu, kuru sauc par apeksu, ar ātrumu 20 km/s. Tā kā Zeme pārvietojas kopā ar Sauli, tad mūsu planēta vienlaikus veic vairākas kustības. Cilvēks, kas sēž pie datora un lasa šīs rindas, patiesībā pārvietojas – viņš griežas kopā ar Zemi, riņķo kopā ar to ap Sauli, kopā ar Sauli kustas attiecībā pret tuvākajām zvaigznēm un kopā ar šīm tuvākajām zvaigznēm riņķo ap Galaktikas centru, un pati galaktika kustas savā galaktiku kopā...