Маса зірок - Астрономія та Астрофізика
Двійкові зірки
Щоб сподіватися досягти розуміння природи та еволюції зірок, астрономам довелося спробувати визначити один важливий параметр - їх масу. Це важко визначити, оскільки ні вимірювання світла, ні спектральний аналіз не допомагають. Єдиним рішенням є вдатися до астрометрії, точного вимірювання зоряних позицій і застосувати її до так званих двійкових систем, тобто до пар зірок, пов’язаних своїм тяжінням, що гравітаційно взаємодіють і обертаються одна навколо одної.
У Сонячній системі існує закон, який називається третім законом Кеплера, який пов’язує розмір і період кожної планетарної орбіти і включає масу Сонця. Цей закон може бути узагальнений для всіх тіл на орбіті, зокрема для членів двійкової системи. Замість маси Сонця має значення загальна маса пари. Таким чином, якби можна було виміряти за спостереженням період і розмір двійкової системи, було б достатньо застосувати цей закон, щоб мати можливість обчислити загальну масу пари.
Тому астрономам минулих століть довелося знаходити двійкові зірки на небі та вимірювати їх період та орбіту. На жаль, це було дуже важко на практиці. Очевидний рух зірок надзвичайно повільний, періоди можуть досягати ста років, і для повного вивчення може знадобитися кілька поколінь астрономів. Після того, як очевидна орбіта була виміряна, все одно потрібно було вивести реальну орбіту. Тут знову виникли труднощі, оскільки орбіти більшу частину часу схиляються до нашої прямої видимості, що спотворює оцінку розмірності.
Коли спостереження йшли добре, метод, заснований на законі Кеплера, міг забезпечити загальну масу зоряної пари. Щоб визначити масу кожної зірки, а не лише пари, астроному все-таки потрібно було детальніше вивчити відносний рух двох кінцівок. Це дозволило йому визначити частку кожної зірки в загальній сумі пари і, нарешті, отримати масу кожного тіла.
Маса зірок
Дослідження цього типу проводились на багатьох зірках. Вони вперше виявили, що кожна група на діаграмі Герцшпрунга-Рассела має різні властивості. В основній послідовності спектр мас досить широкий - від менш ніж десятої частини сонячної маси до кількох десятків разів. Інші групи мають більш обмежений ареал. Надгіганти дуже масивні, із значеннями близько 20 мас Сонця, тоді як білі карлики мають масу, подібну до маси Сонця.
Другою важливою знахідкою такого роду досліджень є демонстрація зв'язку між масою та абсолютною світністю для зірок в основній послідовності: чим масивніша зірка, тим вона яскравіша. Таким чином, основним параметром, який диктує зірки головної послідовності їх положення на діаграмі Герцпрунга-Рассела, є маса. Саме це визначає такі властивості, як абсолютна яскравість і температура поверхні.
Цей взаємозв’язок між масою та світністю є цілком природним. Чим масивніша зірка, тим більша вага її зовнішніх шарів. Тиск у центрі зірки, яка повинна протистояти цій вазі, повинен бути більшим. Як результат, ядерні реакції відбуваються з більшою швидкістю, що призводить до більш інтенсивного виділення енергії та більшої світності.