Raugoties tum�ā zvaig�ņotā debesī, �ķiet, ka zvaig�ņu skaitam nav gala. Un tomēr, ja mēģinātu paskaitīt tās, ko var redzēt bez jebkāda tālskata, tad izrādītos, ka virs apvār�ņa nav redzams vairāk par 3000 zvaigznēm. Tās, kuras atrodas pie rietumu horizonta, pēc laiciĶa*1 jau būs norietēju�as, bet austrumos to vietā parādīsies jaunas. Tāpēc kopējais zvaig�ņu skaits, ko mūsu republikā var redzēt ar neapbruņotu aci gada laikā, ir lielāks par minēto skaitli. Ja izdotos būt aiz ekvatora, tad pavisam varētu saskaitīt ap 6000 zvaig�ņu. Samērā neliels tālskatis vai binoklis, kura objektīva diametrs ir 5 cm, paver mūsu skatam gandrīz pusmiljonu zvaig�ņu. Lielākajā pasaules teleskopā jau varētu saredzēt vairāk par miljardu zvaig�ņu, bet, lai uz katru no tām kaut mirkli palūkotos, nepietiek cilvēka mū�a^.

Dabiski rodas jautājums, cik tad tālu ir �ie spīdekļi?

Lai gan zvaigznes attālums no mums nav pa�ai zvaigznei raksturīgs lielums, tomēr ir svarīgi to noteikt, jo daudzas ziņas par kādas zvaigznes īpa�ībām var noskaidrot vienīgi, ja ir zināms �īs zvaigznes attālums. Novērotājs mērījumus izdara ar to gaismas staru vai radiovilni, kas viņa teleskopā no spīdekļa atnācis pēc daudzu gadu ilga ceļojuma pasaules telpā. Pētnieks var .veikt da�ādus eksperimentus un mērījumus ar �o zvaigznes sūtīto starojumu. Bet, lai uzzinātu pa�as zvaigznes dabu, jāno-skaidro, kāds ir sakars starp izmērītajiem lielumiem un zvaigznes īpa�ībām. Un te nu bie�i vien jāzina' zvaigznes attālums. Piemēram, var precīzi izmērīt to gaismas daudzumu, kas, teiksim, ik sekundi nonāk no kādas zvaigznes uz Zemes virsas vienu cm2. Bet cik daudz gaismas izstaro �ī zvaigzne? Tas mums paliek nezināms, iekams neesam noteiku�i �is zvaigznes attālumu.

^Јātad, lai varētu gūt zināmu ieskatu ari par to. kādā veidā nosaka zvaig�ņu īpa�ības, ir nepiecie�ami īsumā noskaidrot, kā mērī zvaig�ņu attālumus.

Zvaig�ņu un tāpat citu spīdekļu attālumu noteik�anas pamatā ir trigonometriskā metode. �is paņēmiens ir līdzīgs trigonometrijas stundā apskatāmajam uzdevumam � kā noteikt nesasniedzama priek�meta attālumu. Piemēram, jānosaka aiz upes augo�a koka (C) attālums (1. att.). Lai to izdarītu, kā zi-

nārns, jāiezīmē divi punkti (A un B) �ajā upes krastā, jāizmērī attālums starp tiem, tā sauktās bāzes garums. Tad jāņem palīgā teodolits vai kāds cits leņķu mērāmais instruments. Ar to jāizmērī leņķi ВАС un ABC pie trīsstūra ABC virsotnēm A un B. Tad tikai -atliek pēc trīsstūra aprēķinā�anas formulām noteikt malas AC vai BC garumu, un vajadzīgais attālums atrasts. Ar �ādu paņēmienu ģeodēzisti nosaka attālumus uz Zemes virsas. Tad bāzes garums sasniedz 10 un vairāk kilometru. �ādā veidā ir noteikts Zemes lielums un tās forma.

Savukārt, zinot attālumu starp diviem punktiem (observatorijām) uz Zemes, var izmērīt Mēness un tuvāko planētu attālumus, vienlaicīgi no abām vietām novērojot to stāvokļus attiecībā pret blakus eso�ām zvaigznēm.

Saules attāluma noteik�anai labu paņēmienu atrada pazīstamais angļu astronoms E. Hallejs (Edmund Halley, 1656.� Ī742.). Ir zināms, ka Venēra katrā 243 gadu posmā �etras reizes iet pāri redzamajam Saules diskam. Novērotāji da�ādās vietās uz Zemes tad redz Venēru �ķērsojam Saules disku pa da�ādām liordām. Zinot Venēras attālumu attiecīgajā mirkli, var izrēķināt Saules attālumu. Kā zināms, vidējais Saules attālums no Zemes ir 149 500 000 km. To bie�i lieto ka vienību attālumu mērī�anā un sauc par astronomisko vienību.

Radiolokācijas tehnikai attīstoties, ir iespējams ar pilnīgi jauniem paņēmieniem noteikt astronomiskās vienības garumu. Kādas planētas virzienā nosūta īsu, ļoti spēcīgu radio signālu. Tas no planētas virsas daļēji atstarojas uz Zemi. Nosakot, cik ilgs laiks pagājis no signāla noraidī�anas līdz atstarotā signāla uztver�anai, aprēķina planētas attālumu. Tad var noteikt arī astronomiskās vienības garumu.

Pagaidām radiolokācijas tehnika ir spējīga saņemt atstaroto signālu tikai no Zemei tuvākās planētas Venēras. 1958. gada februārī amerikāņu zinātnieki pirmo reizi ar radiolokācijas metodi noteica astronomiskās vienības garumu pec Venēras lokācijas un ieguva rezultātu, kas labi saskan ar optiskiem novēroji imiem,

1961. gada pavasarī Venēras radiolokāciju veica padomju zinātnieki. So mērījumu rezultātā noteikts, ka astronomiskā vienība ir 149 457 000 km.

Bet kā ir ar zvaig�ņu attālumu mērī�anu? Izradās,' ka vislielākais attālums starp diviem punktiem uz Zemes ir pārak īsa bāze pat vistuvāko zvaig�ņu attālumu noteik�anai, jo attālumi līdz zvaigznēm ir ārkārtīgi lieli, salīdzinot ar bāzes garumu, lai gan Zemes diametrs ir 12 742 kilometri. Tad leņķis pie trīsstūra virsotnes C (mērāmā zvaigzne) ir daudzkārt mazāks, nekā kļūda, ar kādu mērām leņķus pie virsotnēm A un В. Ir vajadzīga daudz lielāka bāze. To dod pati Zeme, riņķodama ap Sauli. Sai gadījuma gan mērījumus abos bāzes galos nevar izdarīt vienlaicīgi. Ja pavasarī Zeme atrodas vienā bāzes gala (punktā Z,), tad otra bāzes gala (punkts Z2) tā atradīsies tikai pēc pusgada, rudenī (2. att.). Pirmaja reizē var izmērīt leņķi Z2-Z1Z0, bet otru reizi leņķi Z|Z2Zu. Zvaigznes attāluma izmaiņa, kas notikusi starplaikā, ir pilnīgi neievērojama, salīdzinot ar tās

attālumu. Bāzes garums �ai gadījumā ir 299 miljoni kilometru. Tomēr arī �ī �ķietami milzīgā bāze ir ļoti maza attiecībā pret mērāmiem attālumiem. Tādēļ leņķi pie virsotnēm Zi un Z2 jāmērī ar sevi�ķi lielu pareizību. Lai to saprastu, pietiek ievērot, ka leņķis Saule ZvZlt ko sauc par zvaigznes gada paralaksi un parasti apzīmē ar p, arī vistuvākajai zvaigznei Proxima Centauri (Centaura Vistuvākā) ir tikai 0,76 loka sekundes. Zvaigznes paralakse ir tas leņķis, kādā redzētu Zemes orbītas lielo pusasi, ja novērotājs atrastos attiecīgās zvaigznes attālumā. Ja, raugoties no vistuvākās zvaigznes uz mūsu Saules sistēmu, varētu saskatīt riņķi, ko Zeme apraksta, riņķodama ap Sauli, tas izskatītos tik liels kā vienkap.eikas monēta 2 kilometru attālumā.

Tik lielu attālumu raksturo�anai nav ērti lietot parastās garuma vienības. Tāpēc zvaig�ņu un citu tālo objektu attālumus izsaka īpa�ās mēra vienībās. Visbie�āk lieto jau pieminēto parseku. Parseks ir attālums, kam atbilsto�ā paralakse ir 1 loka sekunde. Tik tuvu Saules sistēmai nevienas zvaigznes nav. Bet,

ja no 1 parseka lūkotos uz Zemes orbītas riņķi, tas būtu kā 15 kapeiku monēta 2 kilometru attālumā. Ja zvaigznes paralakse ir p loka sekundes, tad viegli aprēķināt tas attālumu parsekos

Та Centaura

Vistuvākās attālums ir

. Lai gaisma veiktu

�o attālumu, kas mūs �ķir no tuvākās zvaigznes, vajadzīgi

. Ari attālumu, kādu gaisma, virzīdamās ar ātrumu 299 791 km/sek, noskrien gada laikā, bie�i lieto par astronomisko garuma mēra vie-rnhu^Lūk, da�as sakarības starp garuma mēra vienībām parseku (ps), gaismas gadu (gg), astronomisko vienību (av) un kilometru:

1 ps = 3,26 gg � - 206265 av = 30 857 000 000 000 km, ] gg = 0,307 ps = 63 300 av = 9 460 000 000 000 km.

Ievērojot lielo precizitāti, kāda vajadzīga, mērot zvaig�ņu attālumus, nepārsteidz fakts, ka tos pirmo reizi izdevies izmērīt tikai 19. gadsimta 30. gados. Pirmie zvaig�ņu trigonometrisko paralak�u mērījumi saistas ar trīs astronomu vārdiem. Tie ir V. Struve (Friedrich Georg Wilhelm Struve, 1793.�1864.), V. Besels (Friedrich Wilhelm Bessel, 1784,�1846.), un T. Hendersons (Thomas Henderson, 1798.�1844.).

Celmlauzis �ai darbā bija V. Strūve, kuru vairākus gadus saistīja zvaig�ņu attālumu problēma. No daudziem astronomiskiem novērojumiem viņ� secināja, ka divdesmit piecu debess ziemeļu puslodes spo�āko zvaig�ņu vidējā paralakse nepārsniedz 0",I jeb to vidējais attālums ir lielāks par 10 parsekiem. 1835. un 1836. gadā viņ� 14 mēne�us novēroja Veģu (Liras a), lai noteiktu tās attālumu. Viņ� aprēķināja, ka �īs zvaigznes paralakse ir O",I25 (8 parseki). �o darbu V. Struve veica Tartu ar savā laikā pasaulē lielāko refraktora teleskopu. Teleskopu, kura objektīva diametrs ir 24 cm, bija izgatavojis ievērojamais vācu optiķis J. Fraunhofers (Joseph Fraunhofer, 1787.�1826.). Jāpiezīmē, ka vēl tagad �is astronomiskais instruments atrodas Tartu observatorijā, bet jau kā muzeja eksponāts (3. att.). 1838./39. gados V. Besels Kēnigsbergā (tagad Kaļiņingrada) arī ar Fraunhofera gatavotu teleskopu izmērīja Gulbja zvaigznāja 61. zvaigznes paralaksi, tā izrādījās 0", 293. Ap to pa�u laiku T. Hendersons Labās Cerības ragā (Dienvidāfrikā) pēc agrāk citos nolūkos veiktajiem zvaig�ņu mērījumiem atrada, ka Centaura a paralakse ir 6",751. Toreiz astronomi novērojumus izdarīja vizuāli. Tagad to veic ar fotogrāfijās palīdzību. �ai darba piedalās vairākas astronomiskas observatorijas, kuras ir piemēroti teleskopi. Ziņas par trigonometriskam paralaksēm, kas bija izmērītas līdz 1950. gadam, ir sakopotas Trigonometrisko paralak�u vispārīgajā katalogā. To izdevusi Jeilas universitāte (ASV). Katalogā ietilpst 5822 zvaig�ņu paralakses.

Ar pa�reizējiem astronomiskiem instrumentiem un metodēm var izmērīt attālumus tuvākam zvaigznēm, kas atrodas līdz 100 parseku tālu no Saules sistēmas. Tālāku attālumu mērī�anai trigonometriska metode nav lietojama, jo rezultātā nenoteiktība kļūst pārāk liela. Tāpēc lieto citus netie�us paņēmienus, kas galu gala pamatojas uz trigonometrisko paralak�u mērījumu rezultātiem.

Da�as ziņas par tuvākām zvaigznēm ievietotas I. tabulā. Tur ietilpst 23 tuvākās atsevi�ķas zvaigznes vai zvaig�ņu pāri un trijotnes, ieskaitot arī Sauli. Pirmajā ailē atrodams zvaigznes nosaukums. Spo�ajām zvaigznēm tie ir pazīstamie grieķu izcelsmes īpa�vārdi (Sīriuss, Procions), citam apzīmējums ar zvaigznāju un grieķu burtu vai kārtas skaitli (Centaura a, Gulbja 61.), vēl citām zvaigznes apzīmējums ar numuru kādā no daudzajiem zvaig�ņu katalogiem (Luitena 726-8, BD-ļ-5� 1668). Otraja ailē atrodama zvaigznes paralakse (loka sekundēs), bet tre�ajā � tās attālums (gaismas gados). Tālākajās ailēs ievietoti dati, ar kuriem iepazīsimies nāko�ajās nodaļās. Kā no tabulas redzam, zvaigzne Centaura a, kuru

1. tabulaTuvākās zvaigznes

T. Hendersons bija izvēlējies pirmo attāluma noteik�anai, ir vistuvākā zināma zvaigzne. Īstenībā mazliet tuvāk ir jau pieminētā Proksima, kas kopā ar Centaura a un vēl tre�o zvaigzni ietilpst vienā zvaig�ņu trijotnē.

Ja skatāmies skaidrās nakts debesīs, mūsu acs zīlītē nokļūst gaisma no vienas zvaigznes vairāk, no citas mazāk. Jo vairāk gaismas krīt uz acs tīkleni tai vietā, kur projicējas kadas zvaigznes attēls, jo �ī zvaigzne mums izskatās lielāka un gai�aka. Tad mēs ļļāfa�ti sakāni' кя zvaigzne ir spo�āka. Zvaigznes spo�ums tātad raksturo to gaismas daudzumu, kas no �īs zvaigznes krīt uz noteikta lieluma laukumiņu, vai raksturo apgaismojumu, ko �ī zvaigzne dod uz Zemes. Cilvēka acs samērā labi var konstatēt zvaig�ņu spo�umu at�ķirības, kā to liecina jau pirms mūsu eras sastādītie zvaig�ņu spo�umu katalogi.

No senajiem zvaig�ņu pētniekiem pārņemto tradīciju rezultātā zvaig�ņu un citu spīdekļu spo�umu ir �pieņemts mērīt logaritmiskā skala. Sī īpatnība atbilst cilvēka acs, kā arī citu maņu orgānu fizioloģiskajām īpa�ībām. Spo�uma pieaugums par kādu vienu noteiktu lielumu mums �ķiet da�āds atkarībā no tā, kāds ir sākotnējais spo�ums. Piemēram, tum�ā istabā eglītē ir iedegta viena svecīte; istaba jutām zināmu gai�umu. Iededzinot vēl vienu svecīti, manīsim noteiktu gai�uma pieaugumu. Bet, iededzinot vienpadsmito svecīti, gai�uma pieaugumu, ja vispār konstatēsim, tad daudz mazāku nekā pirmajā gadījumā; pirmaja gadījuma apgaismojums palielinājās divas reizes, bet otrajā tikai nedaudz vairāk par vienu reizi ( щ�=1,1). Lai otraja gadījuma iegūtu apgaismojuma pieaugumu divas reizes, būtu bijis jāiededz nevis viena, bet veselas 10 svecītes. Tātad otrā gadījumā vajadzīga 10 svecī�u gaisma, lai acs justu tikpat lielu gai�uma maiņu, kādu pirmajā gadījumā deva vienas svecītes gaisma. Jāpiezīmē, ka �ādas īpa�ības dēļ acs iegūst spēju uztvert ļoti lielu apgaismojuma diapazonu. (Līdzīgi ir ar dzirdi: 10 000-balsīgs koris Dziesmu svētku estrādē nebūt nerada sajūtu, ka bungādiņas plīstu pu�u.)

Pēc minētā kļūst saprotams, kāpēc, novērtējot zvaig�ņu spo�umu pēc acumēra, senie astronomi bez īpa�a nodoma iedalīja zvaigznes spo�umu klasēs tā, ka katras nāko�ās klases zvaigznes spo�ums ir noteiktu skaitu reizes lielāks par iepriek�ējās klases zvaig�ņu spo�umu. Daudz gadsimtu vēlāk, kad bija izveidoti instrumenti apgaismojuma precīzai mērī�anai, zinātnieki pārliecinājās, ka spo�uma attiecība starp divām sekojo�ām spo�uma klasēm vidēji ir 2,5. Spo�uma klasi apzīmē ar skaitli, ko sauc par zvaig�ņu lielumu. Visspo�ākajām zvaigznēm lielums ir 1, nāko�as klases zvaigznēm, kam spo�ums 2,5 reizes mazāks, lielums ir 2, tālāk nāk 3. lielums, ar 2,5 reizes vājākām zvaigznēm nekā 2. klasē un 2,5 X 2,5 jeb 6,25 reiz vājākām zvaigznēm nekā 1. klasē. Tā tas turpinās līdz 6. lielumam (6m), kas atbilst visvā-jakām ar aci saskatāmām zvaigznēm.

Parēķināsim, cik reizēs 6m zvaigznes ir vājākas par lm zvaigznēm:

Pēc Pogsona ieteikuma, attiecības 2,5 vietā izvēlēta attiecība 2,512, jo tad Ig 2,512 � 0,4. Tad mu�u piemērā lgx=5'lg 2,512=5 X 0,4 = 2;x= 102= 100. Tātad 6. lieluma zvaigznes ir 100 reizes vājākas par 1. lieluma zvaigznēm.

Pēc līdzīga principa raksturo spo�umu arī vel vājākām zvaigznēm, kas redzamas vai nofotografējamas vienīgi ar teleskopu palīdzību. Ar pasaules lielākiem teleskopiem tagad novēro jau 23. lieluma zvaigznes. Tāsir2,5 1 222 = (2,5125)� X 2,5122= 1004 X 6,31 = 631 miljonu reizes vājākās par 1. lieluma zvaigznēm.

Ļoti spo�u zvaig�ņu spo�umu jāizsaka ar nulli vai pat negatīvu lielumu.

Ka redzam no I. tabulas 4. ailes, spo�ai zvaigznei Sīriusam spo�umu raksturo ar lielumu � lm,6, �ī zvaigzne ir vel spo�āka par nulles lieluma zvaigznēm. Prociona spo�umam atbilst lielums mv � 0,5. Vājāka no �īs tabulas zvaigznēm ir Volļa 359., kurai spo�ums ir 13'�,5. Sī zvaigzne tātad ir miljons rei�u vājākā par Sīriusu.

Mērījot ar fotoelektriskiem fotometriem,, zvaig�ņu spo�umus nosaka ar precizitāti līdz spo�uma klases simtdaļai (0m,01), kas atbilst 1% spo�uma kļūdai.

�ādus tie�i izmērāmus vai, novērojamus zvaig�ņu spo�umus' sauc par redzamiem vai �ķietamiem spo�umiem, bet attiecīgos lielumus par redzamiem lielumiem. '

Mēs jau konstatējām, ka zvaigznes redzamtūs spo�ums neraksturo pa�as zvaigznes izstaroto gaismas daudzumu, jo zvaigzne atrodas no mums da�ādos attālumos. Jo tālāk atrastos kāda zvaigzne, jo tā izskatītos vājāka. Pie tam attāluma palielinā�anas 2 reizes spo�umu vājinātu �etras reizes. Vispār punkt-veida gaismas avotam, par kādiem mēs varam uzskatīt arī zvaigznes, redzamais spo�ums ir pretēji proporcionāls attāluma kvadrātam. Ja divas pilnīgi vienādas zvaigznes atrodas da�ādos attālumos � pirmās attālums ir гь otrās � r2, tad viņu redzamo spo�umu (Ј1 un Јo) attiecība ir z

Mūsu Saules- redzamais spo�ums ir �26n�,7. Bet iedomāsimies' kosmonautus, kas traucas starpzvaig�ņu telpā prom no dzimtās Saules sistēmas. Nonāku�i Centaura Rroksimas tuvumā, viņi Sauli redzētu kā nulles lieluma zvaigznīti, kādu mēs redzam Pro- ' cionu.

Lai noteiktu zvaigznes īsto spo�umu, tas ir, patieso gaismas daudzumu, ko zvaigzne izstaro, jāizmēri ne tikai tās redzamais spo�ums, bet arī tās .attālums. Astronomi ir izvēlēju�ies īpa�u mēra vienību zvaig�ņu patiesā spo�uma mērī�anai. Iedomāsimies, ka visas zvaigznes atrodas vienā attāluma no mums, arī Saule starp tām. Ja tad kāda zvaigzne izrādītos, piemēram. 5 reizes spo�āka par Sauli, tad varētu teikt, ka tās īstais spo�ums jeb starjauda ir 5. Vispār dotās zvaigznes starjauda ir attiecība starp tās spo�umu un Saules spo�umu, pieņemot, ka abi �ie spīdekļi atrodas viena un tai pa�ā attālumā no novērotāja.

Ari īsto spo�umu bie�i mērī logaritmiskā skalā, � izsakot to absolūto lielumu klasēs. Redzamais lielums, kāds būtu zvaigznei, ja tā atrastos 10 parseku attālumā, ir nosaukts par zvaigznes absolūto lielumu.

Pieņemsim, ka kāda zvaigzne ir attālumā r parseku un tās redzamais spo�ums lieluma klasēs ir tn. Kāds ir �īs zvaigznes absolūtais lielums Af? Apzīmēsim ar Јm zvaigznes redzamo spo�umu, bet ar Јm tās īsto spo�umu, t. i., spo�umu �ai zvaigznei, ja tā būtu nevis r, bet 10 parseku tālu. Tad saskaņā ar iepriek�ējo formulu

Bet spo�umu attiecības logaritms vienāds ar attiecīgo lielumu starpību Л1�m, reizinātu ar 0,4,

lg.r = 0,4 (AI�m).

Iiide|

Pēc �īs formulas var izrēķināt zvaigznei absolūto lielumu Af, ja ir zināms tās redzamais lielums m un tās attālums/' (parsekos).

Piemēram, no 1. tabulas atrodam, ka Prociona redzamais spo�ums ir 0m,5, bet tā paralakse ir 0",288. Varam aprēķināt �īs zvaigznes īsto spo�umu zvaig�ņu lielumu klasēs:

Tuvāko zvaig�ņu īstie spo�umi arī ievietoti 1. tabulā gan logaritmiskajā (AU), gan lineārā skalā (L).

>

5. attēlā redzams neliela debess apgabala uzņēmums, kurā ar burtiem S un Z atzīmētas divas zvaigznes. Kura no tām ir spo�āka? Zvaigznes Z gaismas izveidotais punktiņ� ir lielāks, tātad �ī zvaigzne it kā būtu spo�āka par otru. Bet, ja mēs palūkotos tālskatī uz �o debess apgabalu, tad apgalvotu, ka zvaigzne S izskatās spo�ākā par Z. Kam te taisnība? Vai acs mūs viļ, vai fotoplate kļūdās? Izrādās, ka taisnība ir abiem. Nesaskaņa rodas no tā, ka fotoplates gaismas jutīgam slānim un acs tīklenei ir at�ķirīga krāsit jutība, bet abām zvaigznēm ir da�āda krāsa.

Cilvēka acs spējīga saskatīt gaismu, kuras viļņu garums ir lielāks par 3800 Л� � 0,00038 mm, bet mazāks par 7600 A�. Redzamo gaismu ar visīsāko viļņu garumu saucam par violetu, tālāk nāk zilā, zaļā, dzeltenā, oran�ā, sarkanā � tā kā varavīksnē. Visjutīgākā ac? ir pret zaļo gaismu � 5560 A�. Turpretī parastā, nesensibilizētā fotoplate, ar ko uzņemts 4. attēls, sajūt gaismas viļņus, kas ir īsāki par 5500 A�, bet vislabāk zilo gaismu � 4300 A�.

Zvaigzne S sarkano un dzelteno gaismu izstaro vairāk heka zvaigzne Z, bet zilo gaismu mazāk. Tāpēc arī acij spo�āka �ķiet S, bet fotoplate vairāk reaģē; uz zvaigznes Z gaismu. Ar to arī izskaidrojama minētā nesaskaņa.

Lai novērstu tamlīdzīgus pārpratumus, vienmēr-ja-piezīmē, kāda krāsas .jutība,ir instrumentam, ar ko

un i ill attiecīgie zvaig�ņu spo�umi. Ar aci noteiktos IhOiiiiiiis tāpēc sauc par vizuāliem, bet ar parasto lohiplati noteiktos par fotogrāfiskajiem. Mūsu dienās mm zvaig�ņu spo�umus vizuāli tikpat kā vairs ne-iiirri Tai vietā lieto ortohromatisko vai panhroma-Ihko fotoplati, kas jūt arī dzelteno un sarkano gaismu Kopā ar dzeltenu filtru �ādas plates krāsas jutība nulle acs krasas jutību. Attiecīgos zvaig�ņu spo�umus Mine par fotovizuāliem. Bez tam astronomiem nākas uislapties ar fotosarkaniem, infrasarkaniem un vel i Klem zvaig�ņu spo�umiem. Tie noteikti ar sarkanai, infrasarkanai vai vel citai gaismai jutīgiem Uztvērējiem.

Atzīmēsim, ka 1. tabulā dotie spo�umi ir vizuāli, ko norāda indekss V. Bet, ja uztvērējs vienādi jutīgs pret visiem iespējamiem gaismas viļņiem, tad mēri-los spo�umus sauc par bolometriskiem. Bolometris-l.ais spo�ums raksturo visu zvaigznes izstaroto enerģiju. Diem�ēl, bolometriskos spo�umus uz Zemes liesi izmērīt nevar, jo Zemes atmosfēra nelai� cauri gaismu, kam viļņu-garums īsāks par 3000 A�.

) Jo sarkanaka kāda zvaigzne, jo mazāks tās foto-Krafiskais spo�ums, salīdzinot. ar vizuālo spo�umu, et ar lielāku skaitli izsakās tas fotogrāfiskais lielums. Tāpēc fotogrāfiskais' lielums minus vizuālais lielums noder zvaigznes 'krāsas raksturo�anai. �o starpību sauc par krāsas indeksu ĶI =mf� mv. Jo sarkanaka zvaigzne, jo lielāks tās krāsas indekss.

Pēdējā laikā arvien pla�āk lieto starptautisko foto-clektrisko zvaig�ņu lielumu un krāsas indeksu sistēmu. Trīs da�āda garuma viļņu zvaig�ņu lielumus �ai sistēmā apzīmē ar burtiem В, V (ultraviolets, zils, vizuāls), bet krāsas indeksu � U�В un В� V�.

Ka zvaig�ņu krāsa ir da�āda, par.to var pārliecināties pat bez teleskopa palīdzības, salīdzinot spo�ākas. zvaigznes. Jā ziemas nākti paskatāmies uz Oriona.'zvaigznāja spo�am zvaigznēm Betelgcizi un Riģelu/.ķdr-as^ apzirnē'arī ar grieķu burtiem a un p, tad ^skaidri redzēsit viņu krāsu at�ķirību, �pirmā spīd-oran�ā krās.ā, bet otra dod baltu'gaismu. Vājām zvaigznēm acs be� teleskopa palīdzības krāsu neat�ķir, tāpat kā krēsla nevaram iz�ķirt priek�metu krāsu: vājai gaismai acs krāsu nejūt. Bet ar tālskati var saskatīt vairākas dubultzvaigznes, kur katra komponente ir savā krāsā, piemēram, Gulbja 0 sastāv no dzeltenas un zilganas zvaigznes, Andromē-das у � no oran�as un zilganas.

Zvaigznes krāsu nosaka tas, cik daudz enerģijas no zvaigznes nes da�āda garuma gaismas viļņi.-�o zvaigznes gaismas īpa�ību vislabāk var raksturot ar enerģijas sadalījumu zvaigznes izstarotās gaismas spektra. Savukārt enerģijas sadalījumu spektrā nosaka zvaigznes virsas temperatūra.

Ja karsējam, piemēram, dzelzs gabalu, sakumā tas izstaro tikai neredzamos infrasarkanos viļņus ar lielāku garumu nekā redzamai gaismai. Pieaugot temperatūrām, attēlo līknes 6. attēlā. Katra līkne atbilst noteiktai, blakus norādītai temperatūrai. Kā redzam no �ī attēla, jo lielāka temperatūra, jo vairāk enerģijas izstaro īso iviļņu galā.

peratūrai, novērojam sarkankvēli, kas pēc tam pār-riet dzeltenā un baltkvēlē. Līdzīgi ir ar zvaigznes krāsu un tās temperatūru. Zemākas temperatūras zvaigznēm ir sarkanīgāka krāsa, bet karstākām tā ir dzeltena, balta un pat zilgana. Jo karstāka ir zvaigzne, jo relatīvi lielāku enerģijas daļu ta izstaro zilajā un ultravioletajā spektra daļā.

Gaismas enerģijas spck-tralo sadalījumu idealizētam, tā sauktam absolūti melnam ķermenim raksturo Planka formula. Saskaņā ar �o formulu aprēķināto enerģijas sadalījumu absolūti melna ķermeņa starojumā pie da�ādām ķermeņa tem-

Absolūti melnu ķermeņu dabā nav. Tas ir iedomāts ķermenis, kas pilnīgi absorbē visu starojumu, kas uz la krīt, neatkarīgi no starojuma viļņa garuma un ia�a ķermeņa temperatūras. Zināma līdzība ar melnu jermeni ir sodrējiem. Absolūti melnam ķermenim īdzīgu starojumu laboratorijās iegūst, sakarsējot idz vēlamai temperatūrai priek�metu, kurā ir noslēgts dobums. Gaismu, ko izstaro sakarsētais dobums, novēro caur nelielu caurumiņu, kas izveidots .dobuma siena.

Arī zvaigznes neizstaro gaismu kā absolūti melni ķermeņi. Tomēr at�ķirības nav tik lielas, ka nevarētu pēc enerģijas sadalījuma zvaigznes spektrā noteikt tās temperatūru. Sadā ceļā noteiktu zvaigznes temperatūru sauc par krāsas temperatūru.

Viszemākā līdz �im novērotā zvaig�ņu virsas temperatūra ir ap 3000� K [1] , bet karstākām zvaigznēm tā sasniedz 40 000� K.

Lai pētītu zvaig�ņu un citu spīdekļu gaismas sastāvu, astronomijā lieto spektrografus � optiskas ierīces, kuru galvenā daļa ir stikla vai kvarca prizma. Prizma no zvaigznes nāko�o gaismu iz�ķiro pa viļņu garumiem. Spektrografā ietilpst arī fotokamera spektra attēla uzņem�anai. Jaūpākajpg; spektrogra-fes prizmas vietā ir difrakcijas � re�ģis, kas līdzīgi prizmai at�ķir, da�āda garuma viļņus. Visa �ī ierīce jāsaista ar teleskopu, kas spektrografā ievada pētāmās zvaigznes gaismu. ,

Aplūkojot zvaigznes spektra uzņēmumu, redzam, ka to �ķērso da�as līnijas (9. att.). Tādas tum�as līnijas krāsainajā nepārtrauktajā Saules spektrā ievēroja jau 19. gadsimta sākumā angļu fiziķis

.

.

V. Volastons (W. H. Wollaston, 1766,�1828.). Saules spektra spēcīgākās absorbcijas līnijas ikviens var saskatīt ar pavisam vienkār�u ierīci, t. ,s. taisnā skata spektrografu, kāds dro�i vien ir katrā skolā uti dabūjams mācības līdzekļu veikala. Spektrografu vajag pavērst pret debesīm, kas dod izkliedēto Saules gaismu, nevis uz pārāk spilgto Sauli.

V. Volastona atklājumu vispirms izmantoja praktiskiem nolūkiem optiķi: stikla īpa�ību precīzai mērī�anai. Sai nolūkā ievērojamais astronomisko teleskopu optikas meistars, jau pieminētais J. Fraunhofers izveidoja Saules spektra līniju karti. Viņ� atklāja,, ka arī zvaig�ņu spektriem piemīt līdzīgas līnijas. Tāpat J. Fraunhofers pārliecinājās, ka da�ādas vielas izstaro katra savu īpatnēju spektru, kas sastāv no gai�ām līnijām. Vācu fiziķis G. Kirhhofs (G. R. Kirchhoff, 1824.�1887.) atklāja likumus, kas nosaka sakarību starp �īm gai�ajām jeb emisijas līnijām un tum�ajām absorbcijas līnijām. Ja gaisma ar nepār-

trauktu spektru, kādu izstaro, piemēram, sakarsēts ciets ķermenis vai �ķidrums, ir izgājusi cauri kadai gāzei, tad spektrā parājas vairākas tum�as līnijas. �o līniju viļņu garumi ir tie�i tādi kā gai�ām līnijām, ko izstaro �ī pali gāze, ja tā pietiekami sakarsēta. Laboratorijās var izmērīt katram ķīmiskam elementam raksturīgos gaismas viļņu garumus. Ja zvaigznes spektrā atrod tum�as līnijas ar �ādiem pa�iem viļņu garumiem, tad ir pierādīts, ka attiecīgais ķīmiskais elements ietilpst zvaigznes atmosfēras sastāvā. Jau 19. gadsimta zinātnieki pierādīja, ka Zemes un zvaig�ņu sastāvs kvalitatīvi neat�ķirat. Debess ķermeņos ir atrasti gandrīz visi ķīmiskie elementi, kādi atrodami uz Zemes.

Spektra līnijas ne tikai atklāj zvaig�ņu atmosfērā eso�os elementus, bet arī sniedz ziņas par atmosfēras fizikālām īpa�ībām: temperatūru, blīvumu, spiedienu, tāpat zvaig�ņu magnētisko lauku, zvaig�ņu grie�anos ap asi, vielas kustību atmosfērā, kā ari to, cik ātri pati zvaigzne attālinās vai tuvojas mums.

Lai saprastu, kā spektru pētījumi var sniegt tik daudz ziņu par zvaigznēm,, jānoskaidro, kā veidojas zvaig�ņu spektrs. ,

Ārējie zvaigznes slāņi ir aukstāki nekā iek�ējie. Zvaig�ņu gaismas enerģija nāk no tās visdziļākajiem slāņiem centra apgabalā. So starojuma enerģiju zvaigzne zaudē, no virsas izmetot pasaules telpā

gaismu un cita garuma elektromagnētiskos viļņus. Ja zvaigznes viela būtu viscaur ar vienādu temperatūru, tā starotu uz iek�u tikpat daudz, cik uz āru, un starojums no centra nevarētu nokļūt uz zvaigznes virsu. Turpretī, ja dziļāk ir lielākā temperatūra, tad dziļākie slāņi staro uz āru vairāk, nekā seklākie uz iek�u, un gala rezultātā starojums plūst uz zvaigznes virspusi.

Ka temperatūra zvaigznes atmosfērā pieaug ar dziļumu, par lo var pārliecināties no �āda novērojuma. Saules diska malas izskatās tum�ākas nekā centrs (11. att.), jo Saules un zvaig�ņu atmosfēra ir ļoti retināta un samērā caurspīdīga. Gaisma pie mums nāk nevis no pa�as virsas, kā nokvēlinātam metālam, bet no diezgan bieza gāzes slāņa. Sī iemesla dēļ mēs it kā ielūkojamies Saules atmosfērā zināmā dziļumā. Ja skatāmies stateniski Saules virsai, tas ir diska centrā, varam ieskatīties dziļāk Saulē, nekā skatoties ieslīpi jeb Saules diska malā (12. att.). Tāpēc Saules diska vidusdaļā redzam dziļākus slāņus nekā mala. Ja malas izskatās tum�ākās-, tas nozīmē, ka ārējie slāņi ir aukstāki par dziļākajiem.

No. zvaigznes, iek�ienes nāk starojums ar nepārtrauktu spektru, jo tur gāzei ir liels blīvums. Starojuma un atmosfēras slāņu atomu savstarpējā iedarbība izmaina starojuma spektra veidu. Da�u viļņu garumu starojums absorbējas un izkliedējas; spektrā parādās tum�ās līnijas un joslas. Izmaiņas spektra, ko radījusi zvaigznes atmosfēras atomi, ir atkarīgas no �o atomu veida un apstākļiem, kādos tie atrodas: spektrā tāpēc atspoguļojas attiecīgās zvaigznes īpa�ības.

Katra ķīmiskā elementa atomi veido absorbcijas

24

līnijas ar �im elementam raksturīgiem viļņu garumiem. Absorbcijas līniju stiprums atkarīgs no atomu skaita atmosfērā. Tādējādi var noteikt zvaig�ņu atmosfēras ķīmisko sastāvu.

Atoma kustība virzienā uz mums vai no mums rada raksturīgā viļņa garuma izmaiņu (Doplera efekts). Tāpēc var noteikt, cik ātri kustas pati zvaigzne skata līnijas virzienā (radiālais ātrums), vai ari, kā kustas tās atmosfēras atsevi�ķi apgabali (zvaigznes rotācija, atmosfēras turbulence), vai arī cik liela haotiska kustība piemīt pa�iem atomiem (temperatūras efekts). Tā iegūst ziņas par zvaigznes kustību, grie�anos ap asi, vielas plūsmām zvaigznes atmosfērā un' zvaigznes temperatūru. Tāpat noteiktu ietekmi uz atoma absorbcijas īpa�ībām atstāj vielas blīvums atmosfērā, magnētiskais lauks un citi apstākļi, kurus tad var pelīt pēc spektra absorbcijas līniju intensitātes un formas.

ZVAIG�ŅU KLASIFIKĀCIJA

Pētot zvaig�ņu spektrus, īpa�as grūtības rada tas, ka saņemtais gaismas daudzums ir ļoti niecīgs. Parastajā debess fotogrāfijā zvaigznes attēls ir sīks punktiņ�. Tagad iedomāsimies, ka �ī pati gaisma, kas iegaismoja uz plates punktiņu, ir izkliedēta pa visu spektra joslu. Tad katrā spektra attēla vietā uz plates krīt vēl daudz mazāk gaismas. Lai pārvarētu �o �ķērsli, astronomi lieto milzīgus teleskopus un vienas zvaigznes spektra uzņēmumu gaismo stundām ilgi. Un tomēr, iegūt detalizētus spektru attēlus izdodas tikai samērā spo�ām zvaigznēm.

Piena Ceļa sistēmas pētījumiem, kā*arī citiem uzdevumiem jāpētī pēc iespējas daudz un vāju zvaig�ņu spektri. Tāpēc spektra joslu nevar izstiept garu un jāapmierinās ar gaismas viļņu rupju �ķiro�anu, jāiz-vēlas spektrografs ar mazu dispersiju. Sai gadījumā parasti lieto prizmas kameras. Tās ir lielas fotokameras, kam objektīva priek�ā ir piestiprināta prizma. Ar prizmas kameru da�u desmitu minu�u laikā var iegūt spektru attēlus daudziem simtiem zvaig�ņu vienlaicīgi. Bet tā kā �ādiem spektriem dispersija

ir maza, saskatāmas vienīgi pa�as spēcīgākās absorbcijas vai emisijas līnijas.

Vājo zvaig�ņu spektru pētī�anu ^ar prizmas kameru jau pagāju�ā gadsimta, beigās uzsāka Harvardas observatorijas astronomi. Sai observatorijā trīs gadu desmitu laikā izskatīti vairāk nekā 400 000 zvaig�ņu spektri. Pēc spektra veida zvaigznes iedalītas vairākos tipos. Lielo darbu veica astronomes V. Fleminga (Wilhelmina Fleming), Mori (Maury), A. Kenona (Annie J. Cannon) un M. Meiola (М. W. Mayall). Lielāko daļu �ī darba, kas pazīstams ar nosaukumu Henrija Drepera (Henry Draper) katalogs, veica A. Kenona. Sai katalogā lietotā spektru klasifikācija, t. s. Harvardas klasifikācija ir pamatā modernajām zvaig�ņu spektru klasifikācijas sistēmām.

Harvardas klasifikācijā zvaig�ņu tipu apzīmē ar lieliem burtiem. Ja zvaigznes sakārto secībā, kas sakas ar viskarstākajām un beidzas ar visaukstākajām, tad spektra tipu secība ir �āda:

Atsevi�ķās rindas izdalītie tipi (R, N, S) at�ķiras ar ķīmisko sastāvu, bet temperatūras ziņā atbilst К un M tipa zvaigznēm. Parasti aiz burta seko skaitlis, kas vel precizē zvaigznes vietu secībā. Piemēram, karstākajām В spektra tipa zvaigznēm ir apzīmējums ВО, bet aukstākajām � B9. Zvaigzne, ar spektru FO ir kārstākā par F2 tipa zvaigzni un secībā atrodas pirms pēdējas, G5 tipa zvaigzne ir karstāka par KO tipa zvaigzni un tamlīdzīgi.

Zvaigzni pieskaita tam vai citam tipam atkarībā no tā, kādas līnijas tas spektrā ir redzamas un cik tās ir spēcīgas. Tapat ka enerģijas sadalījumu zvaig�ņu spektrā, tā ari spektra līniju intensitāti un līdz ar to redzamību nosaka zvaigznes temperatūra.

Apskatīsim tuvāk da�as Harvardas klasifikācijas spektra klases.

05. � �āda tipa zvaig�ņu temperatūra ir ap 35 000е. Spektra raksturīgas ir jonizētā hēlija (Не II) līnijas, kā arī neitrāla hēlija un ūdeņra�a un da�u citu vairākkārtīgi jonizētu elementu līnijas. �īs līnijas tomēr ir vājas un spektru attēlos, kas iegūti ar prizmas kameru, tās nav saskatāmas.

ВО. � pie �ī tipa pieder oriona jostas vidējā zvaigzne e. Temperatūra �īm zvaigznēm ir ap 25 000�. Spektra raksturīgākās ir neitrālā hēlija (Tie 1) līnijas, kas tomēr prizmas kameras spektros parasti nav saskatāmas.

A0. � tipiska zvaigzne sīriuss (lielā Suņa a). �o zvaig�ņu temperatūra ir ap 1 I 000�. Spektrs raksturīgs ar |oti intensīvam ūdeņra�a (Balmēra sērijas) līnijām. Pārējas līnijas prizmas kameru spektros nav redzamas, izņemot varbūt vienīgi jonizētā kalcija (Ca 11) līniju ar viļņa garumu 3933 A�, kurai J. Fraunhofers deva apzīmējumu K.

F0. � �āds spektra tips ir dvīņu zvaigznāja zvaigznei 6. Temperatūra �o zvaig�ņu atmosfērā ir vairs tikai 7500�. Salīdzinot ar A0 spektra tipa zvaigznēm, te ūdeņra�a līnijas ir vājākās, bet spēcīgāka ir jonizēta kalcija К līnija, kas līdzinās turpat blakus eso�ai ūdeņra�a HЈ līnijai.

GO. � kapella � vedēja � ir �ī spektra tipa pārstāvis, tas temperatūra 6000�. Spektrs līdzīgs Saules spektram, ar daudzām metālu līnijām. Mazas dispersijas spektros vislabāk redzamas ūdeņra�a līnijas un tum�ā josla ar apzīmējumu G.

KO. � �o spektru labi pārstāv arkturs jeb Vēr�u Dzinēja a, kura temperatūra ir ap 5000�. Salīdzinot ar G0 spektra tipa zvaigznēm, �eit ūdeņra�a līnijas ir vēl vājākas, bet metālu līnijas, sevi�ķi jonizētā kalcija К un H līnijas � stiprākas. Ļoti spēcīga ir G josla.

M0 � М2. te ietilpst Betelgeize � Oriona a ar spektra tipu М2. �ai zvaigznē temperatūra ir tik zema, ka tās atmosfēra var pastāvēt metālu oksīdi. Sevi�ķi raksturīgas ir titāna oksīda (TiO) molekulu joslas. Zvaig�ņu spektros zilā daļa ir ļoti vāja, tāpēc zvaigznēm sarkanīga krāsa.

R, N un S spektra tipu zvaigznes ir samērā retas. Tāpēc nav neviena to pārstāvja starp spo�ām zvaigznēm.

RO. � �o zvaig�ņu spektrs atgādina G5�KO tipa zvaig�ņu spektru, � bet to papildina oglekļa molekulas C? absorbcijas joslas t. s. Svāna (Swan) joslas.

N. � arī �ais zvaigznēs raksturīgākās ir C2 molekulas joslas, bet, salīdzinot ar R tipa zvaigznēm, spektra zila daļa ir vēl vājāka attiecībā pret sarkano daļu.

R un N tipa zvaigznes sauc par oglekļa zvaigznēm, jo to spektros īpatnējais ir oglekļa joslas.

S tipa zvaigznes spektrs ir visai sare�ģīts. Te raksturīgas ir cirkonija oksīda molekulas joslas, pēc kurām �is zvaigznes sauc ari par cirkonija zvaigznēm.

Zemei tuvāko zvaigzni Sauli mēs redzam pie debess kā apaļu noteikta lieluma disku. Saules redzamā diska diametru var izmērīt leņķa mēra vienībās. Saules leņķiskais diametrs nedaudz mainās tāpēc, ka periodiski mainās Saules attālums no Zemes, pēdējai ceļojot ap planētu sistēmas centrālo ķermeni pa mazliet izstieptu eliptisku orbītu. Vidējā attālumā no Zemes Saules leņķiskais diametrs ir d = 31'59",3. Tā kā Zemes vidējais attālums no Saules mums ir zināms (r � 149,5 miljoni km), varam noteikt Saules diametru garuma mēra vienībās:

Vai līdzīgā veidā var noteikt vēl citu zvaig�ņu diametrus? Protams, zvaig�ņu diskus saskatīt ar aci nav iespējams, pat teleskops nepalīdz. Apmeklētāji, kas ierodas astronomiskajās observatorijās palūkoties uz zvaigznēm teleskopā, cerēdami tās ieraudzīt palielinātā veidā, bie�i vien aiziet vīlu�ies.

Zvaigznes teleskopā tāpat ir spo�i punktiņi, kā tās redz ar aci skatoties. Pat vislielākajā Palomaras kalna observatorijas teleskopa, kura diametrs ir 5 metri, disku tik tikko varētu saskatīt divām trim zvaigznēm, bet ari vienīgi tādā gadījuma, ja zemes atmosfēra ir sevi�ķi mierīga. Tas tāpēc, ka zvaigznes atrodas neaptverami tālu. Ja tāda vidusmēra zvaigzne kā Saule atrastos no mums tik tālu, cik Centaura Proksima, tās leņķiskais diametrs būtu tikai 0",007. Salīdzinot ar tādu �mikroskopisku� zvaigznes attēlu, īsta punkta attēls teleskopā ir daudz lielāks. Vispilnīgākais teleskops ideāli labos atmosfēras apstākļos punktu attēlo kā aplīti. Tas rodas no gaismas viļņveida dabas, gaismas interferences parādības. �ī optiskā efekta t. s. difrakcijas diska diametrs samazinās, ar teleskopa objektīva vai spoguļa palielinā�anos. Ja teleskopa diametrs ir 5 cm, tad difrakcijas diska diametrs ir 2",8, 20 cm teleskopam tas ir 0",7, bet 5 m teleskopam 0",028. �is fiktīvais disks pat vislielākajā teleskopā ir vismaz 4 reizes lielāks par ģeometrisko attēlu mūsu iedomātajai zvaigznei. Tāpēc �ādas zvaigznes leņķisko diametru ar teleskopu nevar izmērīt.

�o pa�u traucējo�o parādību � gaismas viļņu interferenci amerikāņu fiziķim A. Maikelsonam (A. A. Michelson, 1852,�1931.) izdevās izmantot da�u lielāko zvaig�ņu diametru izmērī�anai. To veica 1920. gadā ar viņa konstruēto ierīci � periskopisko interferometru, ko pierīkoja tā laika vislielākajam ■ teleskopam, kura diametrs ir 2,5 m. Lūk, �o mērījumu rezultāti.

2. tabula

Ar interferometru mērītie zvaig�ņu diametri

Tabuliņas tre�ajā aile ir attiecīgo zvaig�ņu paralakse, ar kuru noteikti pēdējās ailes skaitļi. Tie rāda,, cik reizes zvaigznes diametrs pārsniedz Saules diametru. Ar stereoskopisko interferometru var izmērīt tikai da�as zvaigznes, kuru leņķiskie diametri ir lieli.

Jaunus panākumus zvaig�ņu diametru mērī�ana sola radioastronomu R. Hanberija Brauna un R.Tvisa (R. Hanbury Brown, R. Q. Twiss) izstrādātais intensitā�u interferomctrs. Ar to paredzams izmērīt spo�o karsto zvaig�ņu diametrus, kas ir par maziem, lai izmērītu ar Maikelsona interferometru. Jauno ierīci būve Austrālijā, tās galvenā daļa ir divi kustīgi spoguļi ar diametru 8 metri. Katrs sastāv no 252 se�stūra spoguļiem, kas fokusē gaismu uz foto-pavairotājiem. Pēdējie reģistrē gaismas intensitātes fluktuācijas, pie kurām var noteikt ne vien zvaig�ņu diametrus, bet arī temperatūru un spo�uma sadalījumu uz zvaigznes diska.

Ar mazāku līdzīga tipa interferometru jau izmērīts Sīriusa diametrs 0",0068. Lai iegūtais rezultāts būtu dro�s, vajadzējis novērot 18 stundas.

Vēl viens, gan arī visai ierobe�ots, zvaig�ņu diametru mērījumu veids ir �āds: ikviens būs ievērojis, ka Mēness samērā ātri pārvietojas starp zvaigznēm, virzoties pa ekliptiku. Mēness redzamajā ceļā ir arī zvaigznes. Tāpat ka mākonis, vēja dzīts, uz brīdi var izdzēst mūsu skatienam kādu zvaigzni, tā ari Mēness, riņķodams ap Zemi, da�reiz uz vairākiem desmitiem minū�u aizsedz diezgan spo�as zvaigznes. �ādu parādību � zvaig�ņu aizklā�anu momentus astronomi rūpīgi nosaka, lai sekotu Mēness un Zemes kustībai. Bet �o pa�u parādību var izmantot zvaig�ņu diametru mērījumiem.

Kas ir vērojis zvaig�ņu aizklā�anu Astronomiskajā kalendārā norādītajos laikos, tas zina, ka zvaigzne negaidīti un momentāli izzūd, aizslēpdamās aiz Mēness diska tum�ās malas. īstenībā zvaigznes izdzī�anas laiks atkarīgs no tas leņķiskā diametra. Jo lielāks leņķiskais diametrs, jo ilgāks laiks paiet no zvaigznes daļēja aptumsuma sākuma līdz pilna aptumsuma sākumam. Sis laika sprīdis tomēr ļoti īss un ar aci nav konstatējams. Bet ar fotoelektriskas ierīces palīdzību var noteikt zvaigznes aizklā�anas gaitu un izrēķināt tās diametru. Labās Cerības raga observatorijā Dienvidāfrikā D. S. Evans (D. S. Evans) tādā veida noteicis, ka zvaigznes Dvīņu ņ diametrs ir 0",023. Ar �o metodi diametri nosakāmi tikai tādām spo�ām zvaigznēm, kas atrodas Mēness ceļā, bet to ir ļoti maz.

Aptumsuma dubultzvaigznēm (sk. 37. Ipp.) diametrus var noteikt pēc spektroskopiskiem un fotometris-kiem mērījumiem.

Visi apskatītie zvaig�ņu diametru mērījumu paņēmieni ir vairāk vai mazāk tie�i.

Aptuvenu priek�statu par zvaigznes lielumu var iegūt, ja ir zināmā tās temperatūra un starjauda. Jo augstāka ir zvaigznes virsas temperatūra, jo vairak izstaro katrs tās kvadrātcentimetrs. Ja zvaigzne starotu ka absolūti melns ķermenis, tad, pēc Stefana� Bolcmana likuma, tās pilnais starojums no laukuma vienības būtu proporcionāls temperatūras ceturtai pakāpei (а P). Zvaigznes starjauda (L) tad ir proporcionāla tās virsas laukuma (jeb diametra kvadrāta) un temperatūras ceturtās pakāpes reizinājumam: L = k D2T\i0 Pēc zināmiem L un T tad izrēķina D. Tā kā zvaig�ņu starojums tomēr ir at�ķirīgs no melna ķermeņa starojuma un pilna starjauda (visi viļņu garumi) nav precīzi nosakāmi, apskatītais paņēmiens dod tikai orientējo�us datus.

Da�ādos veidos dabūtie rezultāti rada, ka zvaig�ņu diametri ir ļoti at�ķirīgi. Vismazākā zināmā zvaigzne ir Volfa 457. Tās diametrs ir tūksto�reiz mazāks par Saules diametru vai gandrīz 10 reizes mazāks par Zemes diametru. Vislielākajām zināmām zvaigznēm diametri pārsniedz Saules diametru vairāk nekā tūksto� reizes.

ZVAIG�ŅU PĀRI

Ja divas zvaigznes pie debess redzamas cie�i kopā, tad tas vēl nenozīmē, ka tās īstenībā atrodas tuvu viena otrai. Viena var būt daudz tālāk no mums nekā

otra. �ādā gadījumā �ķietamo zvaig�ņu pāri sauc par optisko dubultzvaigzni, un tā mūs �oreiz nevar interesēt.

Bet abas zvaigznes patie�ām var atrasties tuvu kopā un veidot fizikālu dubultzvaigzni. Pirmais �ādu īstu dubultzvaigzni atklāja 1803. gadā Viljams Kernels (William Herschel, 1738.�1822.).Viņ� sistemātiski novēroja vairākus zvaig�ņu pārus, lai noteiktu zvaig�ņu paralakses, cerēdams, ka �īs ir optiskās dubultzvaigznes. Zemes kustības dēļ ap Sauli �ai gadījumā vajadzētu novērot, ka tuvākā zvaigzne it kā pārvietojas attiecībā pret tālāko se�us mēne�us uz vienu pusi, se�us uz otru. V. Her�ela cerības nepiepildījās, bet tai vietā viņ� atklāja kaut ko negaidītu.

Izvelēto pāru zvaigznes gan riņķoja viena ap otru, bet ar lielāku periodu, nekā paredzēts. Līdz ar to bija izdarīts svarīgs atklājums, ka zvaig�ņu pāri patie�ām ir pāri un to komponentes riņķo viena ap otru.

Fizikālā dubultzvaigznē attālums starp abām pāra zvaigznēm ir daudz mazāks, nekā to attālums no citām apkārtējām zvaigznēm. Tāpēc gravitācijas spēka deļ abas zvaigznes ceļo pa elipsēm viena ap otru vai, pareizāk sakot, ap abu zvaig�ņu kopējo smaguma centru. Vizuāli vai pēc fotouzņēmumiem mēs varam izsekot nevis orbitālai kustībai, bet tikai tās projekcijai uz debess sfēras, un no �iem novērojumiem noteikt tā saukto redzamo orbītu. Tā kā novērojumus sākumā veica vizuāli, tad �ādas dubultzvaigznes sauc par vizuālām at�ķirībā no citiem diviem tipiem, ko apskatīsim vēlāk. Vizuālām dubultzvaigznēm var noteikt apriņķo�anas periodu (P) un orbītas lielo pusasi (u) leņķiskās mēra vienībās. Ja ir zināms arī dubultzvaigznes attālums, orbītas lielumu var izrēķināt arī lineārās jeb garuma mēra vienībās. Saskaņā ar tre�o Keplera likumu apriņķo�anas periods ir atkarīgs no zvaig�ņu savstarpējā vidējā attāluma vai orbītas lielās pusass garuma, kā arī no to masām MA ,

Pēc �ī likuma var izrēķināt, zinot P un a, abu pāri ietilpsto�o zvaig�ņu kopīgo masu. Katras zvaigznes masu atsevi�ķi var noteikt tikai tad, ja ir zināma katras komponentes orbīta attiecībā pret tālām �fona � zvaigznēm.

3. tabula

Da�u vizuālo dubultzvaig�ņu masa

�is ir vienīgais zvaig�ņu masas noteik�anas paņēmiens. Tāpēc astronomi daudz nodarbojas ar dubultzvaig�ņu pētī�anu. Jau V. Her�els sāka sastādīt dubultzvaig�ņu sarakstu. Atzīmējot pirmos precīzos dubultzvaig�ņu mērījumus, atkal jāpiemin ievēroja mais Tērbatas un vēlāk Pulkovas astronoms V. Strove. 1837. gadā publicēts viņa darbs par 3000 dubultzvaig�ņu mērījumiem ar Tērbatas 9-collīgo refrak-toru, 1927. gada izdotajā Aitkena (R. G. Aitken, 1864.�1951.) dubultzvaig�ņu katalogā, ko apzīmē ar ADS, jau ietverts vairāk nekā 17 000 dubultzvaig�ņu. Da�ādos katalogos tagad sakopoti novērojumi par apmēram 40 000 vizuālām dubultzvaigznēm.

Lai dubultzvaigznes abas komponentes varētu saskatīt katru atsevi�ķi, starp tām jābūt pietiekami lielam leņķa attālumam. Tātad pārim jāatrodas tuvu Saules sistēmai vai arī lineāram attālumam starp para komponentēm jābūt ļoti lielam. Pēdējā gadījuma arī apgrie�anās laiks var izrādīties pārāk liels, lai da�u gadu desmitu laika varētu konstatēt abu zvaig �ņu kustību ap kopējo masas centru. Parasti vizuālu dubultzvaig�ņu periodi sniedzas gadu desmitos un pat simtos.

Tomer ir iespējams atklāt arī tādu dubultzvaigzni, kuras komponentes ir tik tuvu kopā, ka ar astronomu rīcība pa�laik eso�ajiem teleskopiem atsevi�ķi tas nav saskatāmas.

Abām pāra zvaigznēm ceļojot ap kopīgo smaguma centru, ne tikai mainās to savstarpējais stāvoklis pie debess velves, bet periodiski mainās ari to attālums no Saules sistēmas. Bet zvaigznes attāluma maiņu, ko sauc par radiālo ātrumu, astronomi prot izmērīt diezgan precīzi. Te pamatā ir Doplera�Fizo princips, kas nosaka, kā izmaiņas skaņas augstums vai gaismas viļņa garums, ja skaņas vai gaismas avots kustas attiecībā pret novērotāju. Pielietojot to zvaigznēm, var teikt: ja zvaigzne attālinās (vai tuvojas) no novērotāja ar ātrumu vr , tad zvaigznes izstarotās gaismas viļņa garums % palielinās (vai samazinās) par lielumu Да �I-, kur c ir gaismas ātrums. Viļņa garuma maiņu var noteikt, izmērot zvaigznes spektra zināmas absorbcijas līnijas viļņa garumu (/.). �ī pa�a elementa attiecīgās līnijas viļņa garums parasti ir noteikts laboratorijā miera stāvoklī eso�am gaismas avotam (Āo). Pēc starpības л�л0= Дл tad var izrēķināt zvaigznes radiālo ātrumu.

Lai atklātu, ka kāda zvaigzne īstenībā sastāv no divām, da�reiz var pat iztikt bez līniju precīzas mērī�anas. Pietiek nofotografēt zvaigznes spektru vairākas reizes da�ādos laikos un salīdzināt spektru uzņēmumus. Pieņemsim, ka abas pāra zvaigznes ir ar līdzīgu spo�umu un kustas, kā paradīts 15. attēlā. Atsevi�ķi abas zvaigznes nav saskatāmas. Ir gadījies uzņemt spektru tad, kad zvaigznes atrodas orbītas stāvokli I. �ai laikā zvaigzne В tuvojas mums ar ātrumu vb, bet zvaigzne A attālinās ar ātrumu v^. Spektra attēlā ieiet abu zvaig�ņu gaisma. Kāda noteikta absorbcijas līnija zvaigznes В gaismā būs pabīdīta uz īso viļņu galu par ДЛв, bet zvaigznei A uz garo viļņu (sarkano) galu par ДХл. Vienas spektra līnijas vietā mēs redzēsim divas. Spektra līnijas būs it kā dubultoju�ās. Ja spektrs ir fotografēts, kad zvaigznes ir stāvoklī II, tad abu zvaig�ņu ātrums pret novērotāju ir vienāds un spektrā

būs redzama tikai viena līnija iepriek�ējo divu vietā.

Kāpēc uzsvērām, ka abu zvaig�ņu spo�umi ir apmēram vienādi? Izrādās, ka tikai �ai gadījumā var saskatīt abu zvaig�ņu līnijas. Turpretī, ja viena zvaigzne ir ievērojami spo�āka par otru, tad spo�ās zvaigznes spektra gaisma pilnīgi notu�ēs vājās zvaigznes absorbcijas līnijas, būs redzamas vienīgi spo�ās zvaigznes līnijas. �ai gadījumā spektru uzņēmumi at�ķirsies tikai ar to, ka līnijas it kā būs pārbīdītas, salīdzinot ar citiem uzņēmumiem.

Tā kā �āda tipa dubultzvaig�ņu atklā�anai un novēro�anai vajadzīgs spektroskops vai spektrografs, tās sauc par spekiroskopiskātn dubultzvaigznēm.

Dubultzvaig�ņu orbītu plaknes telpā izvietoju�ās da�ādos virzienos, tāpēc daļu no tām mēs redzēsim it kā no �ķautnes. �ādas dubultzvaigznes viena komponente zināmos momentos aizsegs otru vai nu pilnīgi vai pa daļai. Notiks Saules aptumsumam līdzīga parādība, un mēs konstatēsim īslaicīgu zvaigznes spo�uma samazinā�anos. Tā kā �ai gadījumā ir citādās novēro�anas iespējas, tad �i tipa dubult-

zvaigznes sauc par aptumsuma dubultzvaigznēm jeb aptumsuma maiņzvaigznēm.

Salīdzinot ar spektroskopiskajām dubultzvaigznēm, aptumsuma dubultzvaigznes bija pazīstamas agrāk. Tas tāpēc, ka pēdējās ir atklājamas un novērojamas ar vienkār�ākiem līdzekļiem. Parasti spo�ākās aptumsuma maiņzvaigznes var novērot arī kā spektrosko-piskās dubultzvaigznes. �ādai aptumsuma maiņzvaigznei var noteikt ne vien komponentu masu, bet pēc aptumsuma ilguma arī to rādiusus. (16. att.).

4. tabula

Da�u aptumsuma maiņzvaig�ņu masa un diametri

Da�as ziņas par vislabāk izpētītām aptumsuma dubultzvaigznēm ievietotas 4. tabulā.

Ar savstarpējo gravitācijas spēku var būt saistītas ne vien divas, bet arī trīs, �etras un vairākas zvaigznes.

Izrādās, ka pārsteidzo�i daudz zvaig�ņu dzīvo pa pāriem. Starp zvaigznēm, kas redzamas ar neapbruņotu aci (līdz 6ni), ik uz 3�4 zvaigznēm viena ir spektroskopiska dubultzvaigzne. Tomēr �i attiecība vēl nedod pareizu priek�statu par dubultzvaig�ņu patieso bie�umu. Jāapskata Saulei tuvākās zvaigznes, kas pilnīgāk izpētītas.

No tuvāko zvaig�ņu saraksta (1. tab.) 20 zvaigznēm se�as ir divkār�ās zvaigznes, bet viena trīskār�a. Bez tam vel divām zvaigznēm ir neredzami pavadoņi, par kuru esamību sprie� pēc �o zvaig�ņu kustības īpatnībām. Paliek tikai 11 (Sauli ieskaitot) atsevi�ķas zvaigznes.

Tuvāk par 10 parsekiem, bet tālāk par 5 parse-kiem atrodas 167 zvaigznes, no kurām 94 ceļo atsevi�ķi, bet pārējās 73 veido 27 dubultzvaigznes, 5 trīskārtīgas zvaigznes un vienu �etrkārtīgu sistēmu. Sī �etrkārtīgā zvaigzne ir Lielā Lā�a tj � vizuāls pāris, kura katra komponente savukārt ir dubultzvaigzne.

Pat bez teleskopa var at�ķirt, ka Liras e ir dubultzvaigzne, kas sastāv no divām vienādās krasas un vienāda spo�uma zvaigznēm. Tās ir loti tālu viena no otras un dro�i vien paiet simtiem tūksto�iem gadu, kamēr tās apceļo savu orbītu. Katra no �īm divām zvaigznēm sastāv no divām vienādām zvaigznēm, kas apriņķo vienas otru vairāku gadsimtu laikā. Visas �īs �etras zvaigznes ir līdzīgas cita citai, tās ir nedaudz mazākas, aukstākas un vājākas par Sīriusu.

Saulei vistuvākā zvaigzne sastāv no trim zvaigznēm (sk. 1. tab.). Tā ir Centaura a sistēma. Visspo�ākā no �īm zvaigznēm ir līdzīga Saulei pec tilpuma, starjaudas, temperatūras un masas. Otra ir nedaudz lielāka, toties vājākā, aukstāka un ar mazāku masu. Tre�ā ir viena no vismazākām, aukstākām zināmām zvaigznēm. Tās tilpums ir tikai 6% no Saules tilpuma. Divas spo�ākas zvaigznes apriņķo

viena otru apmēram 180 gados. Mazākā pavadoņa Centaura Proksimas orbīta ir tik liela, ka pagaidām tās lielumu nevar noteikt.

Interesanta ir Kastora (Dvīņu a) sistēma. Teleskopā tā ir redzama kā trīskār�a zvaigzne. Divas otrā lieluma zvaigznes Kastors A un В veido vizuālo dubultzvaigzni, ar 300 gadu apceļo�anas laiku. Ap 73 loka sekun�u attālumā no �ī spo�ā pāra redzama sarkana 10. lieluma zvaigzne Kastors C, kas pie debess kustas tāpat kā spo�ais pāris. Jau 1904. gadā noskaidrojās, ka abas spo�ākās komponentes ir spek-troskopiskas dubultzvaigznes. Pēc 20 gadiem atklājās, ka arī Kastors C ir spektroskopiska dubultzvaig-

zne, un drīz vien konstatēja, ka tā pieskaitāma arī aptumsuma maiņzvaigznēm. Kā maiņzvaigznei tai ir nosaukums Dvīņu YY. Sī maiņzvaigzne sastāv no gandrīz vienādām sarkanām M spektra tipa zvaigznītēm, kuru rādiuss ir 0,62 Saules rādiusa un masa 0,64 Saules masas. Tās apgrie�as viena ap otru 20 stundās. Kastors A un В ir 2 reizes masīvākas par Sauli, tās ir A spektra tipa zvaigznes, 100 reizes spo�ākās par Sauli.

Iepriek�ējās lappusēs esam iepazinu�ies ar svarīgākiem zvaig�ņu raksturlielumiem: starjaudu, temperatūru, spektra tipu, diametru, masu. �os lielumus mēs parasti salīdzinājām ar atbilsto�iem Saules lielumiem, jo tā vieglāk gūt priek�statu par to, kādas ir zvaigznes. Raksturlielumi zvaigznēm variē da�ādās robe�ās, tomēr visādā ziņā Saule izrādās par vidusmēra zvaigzni. Svarīgākie zvaig�ņu raksturlielumi, salīdzinot ar Sauli, var būt �ādi:

Vidējais blīvums 0,000 0001 �10 000

Raksturlielumi nav savstarpēji neatkarīgi, mēs varējām pēc zvaigznes starjaudas un temperatūras noteikt, piemēram, tās diametru. Izrādās, ka savstarpēji pilnīgi neatkarīgi ir jebkuri divi no galveniem raksturlielumiem. Ja tie ir noteikti, pārējos var vairāk vai mazāk precīzi aprēķināt.

Mēs zinām, ka diametru un masu var izmērīt tikai nedaudzām zvaigznēm. Turpretī temperatūra vai tās aizvietotāji � spektra tips un krāsas indekss, kā arī starjauda ir nosakāmi un zināmi ievērojami lielākam zvaig�ņu skaitam. �ī iemesla dēļ abus minētos raksturlielumus visbie�āk Heto zvaigznes īpa�ību īsai raksturo�anai. Pietiek ar tiem, lai varētu aptuveni spriest ari par citām zvaigznes īpa�ībām.

Zvaig�ņu da�ādība ir ļoti liela, un, lai varētu orientēties, vajadzīga zināma sistematizācija. Te izmanto abus jau minētos raksturlielumus: starjaudu un spektra tipu. Varam jautāt, vai iespējama �o abu lielumu jebkura kombinācija un ja nē, tad kādas ir iespējamas. Vai pastāv, piemēram, zvaigznes ar tādu temperatūru kā Saulei, bet ar da�ādām starjaudām.

Jau pirms 50 gadiem bija diezgan novērojumu datu, lai atklātos da�as sakarības starp diviem raksturlielumiem.

1905. gadā E. Herc�prungs (Ejnar Hertzsprung, dz. 1873. g.) Dānijā un vēlāk neatkarīgi H. N. Resets (Henry Norris Russell, 1877.�1957.) ASV ievēroja, ka gandrīz visām zilajam (tātad karstajām) zvaigznēm ir liela starjauda, bet sarkanās zvaigznes ir divējādas. Vienā grupā ietilpst sarkanās zvaigznes, kas izstaro tikpat gaismas kā Saule vai vēl mazāk, otrā grupa � zvaigznes ar lielu starjaudu, kādas, piemēram, ir Betelgeize (starjauda � 13 000) un Antaress (starjauda � 700). Pirmās grupas sarkanās zvaigznes ieguva nosaukumu punduri, bet otrās � mil�i. Ari pēc lieluma punduri ir daudz mazāki par mil�iem.

Sakarību ērtākai pētī�anai E. Herc�prungs un II. N. Rcsels zīmēja īpa�as diagramas. �ais diagra-mās līmeniskā virzienā atzīmēja zvaigznes spektra tipu, bet stateniska - zvaigznes starjaudu. Mūsu rīcībā tagad ir vairāk datu un tie ir precīzāki. Aplūkosim līdzīgu diagramu, ko nesen sastādījis A. Sendid�s (A. Sandage), izmantojot Saules tuvākās apkārtnes zvaig�ņu datus (18. att.). Sai dia-gramā horizontālā iedaļu skala rada krāsas indeksu В�V fotoelcktriskā spo�umu sistēmā.

Krāsas indekss labi raksturo zvaig�ņu temperatūru, tāpat kā spektra tips. Tāpēc da�reiz �ādās spektra � starjaudas jeb Herc�prunga�Peseta diagramās līmeniska skala rāda nevis zvaigznēm spektra tipu, bet gan krāsas indeksu vai virsas temperatūru. Jo aukstāka ir zvaigzne, jo ta ir sarkanāka un līdz ar to lielāks ir tās krasas indekss. Tātad aukstākās zvaigznes diagramā atzīmētas laba puse, bet karstākās � kreisā.

Stateniskā skala rāda zvaigznes starjaudu. Bie�i vien to izsaka absolūtos zvaig�ņu lielumos. Jo spēcīgāk kada zvaigzne izstaro gaismu, jo augstāk diagrams atrodas tai atbilsto�ais punkts.

18. attēlā lielais vairums punktu novietoju�ies joslā, kas no aug�ēja kreisā stūra stiepjas pāri dia-gramai uz labo apak�ējo. So joslu E. Herc�prungs atklāja jau gadsimta sākumā. To sauc par galveno secību. Galvenās secības zvaigznēm tātad visumā ņemot pastāv �āda likumsakarība: jo zvaigzne kārstākā, jo vairāk gaismas tā izstaro. Galvenās secības aug�ējā galā ir baltās spo�ās zvaigznes, bet apak�ējā � vājas aukstās sarkanās zvaigznes � sarkanie punduri. Virs �īs joslas atrodas da�i punkti,

tie pārstāv sarkanos mil�us � zemas temperatūras zvaigznes, kuras tomēr izstaro daudz gaismas.

Ļoti interesantas zvaigznes pārstāv tie punkti, kas novietoti attēla lejasdaļa. Sīs sugas zvaig�ņu pirmā eksemplārā atklā�anas vēsture ir �āda. 19. gadsimta vidu bija zināms, ka spo�ākā zvaigzne Sīriuss starp apkārtējam zvaigznēm virzās pa viļņotu līniju. No mehānikas ir zināms, ka ķermenis kustoties maina virzienu tad, ja uz to iedarbojas kāds spēks. Astronomi saprata, ka Sīriusa kustību iespaido gravitācijas spēks, kura cēlonis ir cits

debess ķermenis, neredzams Sīriusa pavadonis. Patie�ām, 1862. gadā astronomisko refraktoru būvētājam Alvanam Kiarkarn (Alvan Clark, 1804.�1887.), izdevās �neredzamo� pavadoni saskatīt teleskopā. So zvaig�ņu pāri novēroja vairākus desmitus gadu, un gadsimtu mija abu zvaig�ņu savstarpēja kustība jau bija labi izpētīta. Jau redzējām, ka pēc zvaig�ņu pāra kustības var noteikt to masu. Izrādās, ka Sīriusa pavadoņa (Sīriusa B) masa ir tikai 4% mazāka par Saules masu, bet gaismu tas izstaro 400 reizes mazāk nekā Saule. Sis rezultāts vēl sevi�ķi nepārsteidz, var teikt, ka Sīriuss В ir punduris.

Bet glu�i negaidīts bija rezultāts, ko ieguva V. Adams (Walter S. Adams, 1876.�1956.) 1915. gada, nosakot �īs zvaigznes spektra tipu. Izrādījās, ka Sīriusa pavadonis ir F spektra tipa zvaigzne. Tātad tās virsas temperatūra ir ap 8000�

Ko var secināt no �ī atklājuma?

Saskaņā ar Stefana�Bolcmana likumu zvaigznes virsas spo�ums jeb enerģijas daudzums, ko izstaro zvaigznes virsas viens cm2, ir proporcionāls zvaigznes temperatūras ceturtai pakāpei. Tas ir, ja vienas zvaigznes virsas temperatūra ir 5000�, bet otras divreiz lielāka (19 000�), tad no vienāda lieluma virsas laukuma otrā zvaigzne izstaro 2X2X2X2=16 reizes vairāk gaismas nekā pirmā. Saules virsas temperatūra ir ap 6000�, Sīriusa pavadoņa temperatūra

lielākā. Tātad Sīriusa В virsas spo

�ums ir

lielāks nekā Saules virsas

spo�ums.

Jo lielāks ir zvaigznes virsas spo�ums un jo lielāks tās virsas laukums (4 л У?2), jo lielāka zvaigznes starjauda. Divu zvaig�ņu (Saules un Sīriusa B) starjaudas attiecība

vienāda to rādiusu attiecības

āta un virsu spo�umu attiecības reizinājumam

Та ka

, tad

Tātad Saules rādiuss ir 35 reizes lielāks par Sīriusa pavadoņa rādiusu, tas nozīmē, ka pēdējā tilpums ir

ap 40 000 rei�u mazāks par Saules tilpumu. Bet tā masa, kā jau pieminēts, ir tikai 4% mazāka par Saules masu. Tā kā Saules blīvums ir ap 1,4 g/cm3, tad var izrēķināt, ka Sīriusa В blīvums ir ap 50000 g/cm3! Tas ir ārkārtīgi liels blīvums � viens cm3 �īs zvaigznes vielas sver 50 kilogramu.

Diametrs Sīriusa pavadonim ir mazāks nekā planētai Urānam, tā ir īsta pundurzvaigzne. Temperatūra �ai zvaigznei ir tik augsta, ka tā izskatās baltāka par Sauli. Tāpēc �ī un citas līdzīgas zvaigznes ieguvu�as nosaukumu � baltie punduri. Gandrīz vienlaicīgi ar Sīriusa pavadoni atklāja vēl divus baltos pundurus � Herc�prungs noteica spektru zvaigznei Eridanas o2 В un van Mānens (A. van Maancn) vēl vienai, kuru nosauca viņa vārdā.

18. attēlā tomēr nav pārstāvēti visi svarīgākie zvaig�ņu tipi. Tas tāpēc, ka te izmantotas zvaigznes, kas atrodas pavisam nelielā zvaig�ņu pasaules apga-

bālā, ne tālāk par 15 parsekiem no Saules. Retāk sastopamās zvaigznes te nemaz neietilpst. Tātad �is attēls ietver Saules apkārtnē visvairāk izplatītos zvaig�ņu tipus.

Ja atzīmētu diagramā ari citas zvaigznes, tad attēls jāpapla�ina vēl uz aug�u (20. att.), tad var turpināt galveno secību zili baltajās spo�ās zvaigznēs un atzīmēt milzīgas starjaudas zvaig�ņu � pārmilzu secību (21. att.).

Daudz bagātāks kļūst diagramas mil�u zars. Zem mil�iem atrodas zvaigznes, kas nedaudz vājākas par tiem, bet spo�ākas par punduriem. Tās sauc par zetnmil�iem. Savukārt zem galvenās secības paralēli tai novietojusies zempunduru secība.

�ie zvaig�ņu tipi ietilpina lielnm lielo zvaig�ņu vairākumu. Visas �ādas zvaigznes varētu saukt par parastām zvaigznēm, ievērojot to, ka pastāv vēl

daudzas gan skaita ziņā nabadzīgas zvaig�ņu pasugas, kurās notiek periodiskas vai neregulārās pārmaiņas vai kuru atmosfērām piemīt kādas īpatnības. Te pieder da�ādu tipu maiņzvaigznes, Volfa-Raijē zvaigznes un citi zvaig�ņu tipi.

Lasītājam jau dro�i vien bus radies pareizs priek�stats, ka attālumi starp zvaigznēm ir ārkārtīgi lieli, pat ja salīdzinām ar zvaig�ņu izmēriem. Tā attālums no Saules līdz tās tuvākai zvaigznei ir tik liels, ka starp tām vienu aiz otras varētu novietot 30 miljonus Sauļu. No 1. tabulas redzam, ka telpā līdz 4 parseku attālumam no Saules ir zināmas pavisam 32 zvaigznes, vai nu atsevi�ķas vai arī vairākkārtīgām sistēmām piederīgās. Var aprēķināt, ka pa 1 zvaigznei ir vidēji katros 8 kubparsekos (kub-parseks � tilpums kubam, kura mala ir 1 parseks). To pa�u varam ilustrēt ar �ādu salīdzinājumu: pa vienam zirnim Rīga, Liepājā, Daugavpili, Alūksnē utt. uz visām debess pusēm, uz aug�u, uz leju.

Tāds būtu Saules apkārtnes pasaules telpas modelis, kurā zvaig�ņu lomu tēlo zirņi, protams, tikai lieluma ziņā. Mūsu modelis gan ir pārāk vienkār�ots tai ziņā, ka izmantojām tikai zirņus, kas �ai mērogā atbilst Saules lielumam. īstenībā vajadzētu daudzos punktos zirņu vietā likt mazākas lodītes, pat tik sīkas ka magoņu sēklas un vēl mazākas, bet retumis novietot lielākas lodes nekā futbola bumbas un ļoti reti balonus ar vairāku metru diametru. Bet �is vien-kār�ojums nemaina secinājumu, ka starp zvaigznēm atrodas milzīgi pla�a telpa. Iepazīsimies ar to, kas ar teleskopa palīdzību ir atklāts starpzvaig�ņu telpa.

Jau ar nelielu tālskati �ur tur pie debess var saskatīt blāvus izplūdu�us plankumiņus, kas līdzīgi nelieliem gai�iem mākonī�iem, ko vakara krēslā Saules apspīdētus var redzēt pie patum�ās debess velves. Sos spīdekļus, kurus pieņemts saukt par miglājiem, nav grūti at�ķirt no zvaigznēm, jo pēdējās tālskatī vienmēr izskatās kā spīdo�i punkti. Turpretī viegli ir sajaukt miglāju ar zvaig�ņu kopu, ja teleskops nav pietiekami spēcīgs, lai at�ķirtu kopas atsevi�ķās zvaigznes. Tādos gadījumos tikai lielāks teleskops parāda, ka attiecīgais spīdeklis ir zvaig�ņu sablīvējums. �ī iemesla del katalogos, ko 1784. gadā sastādīja Iran�u astronoms �. Mesje (Charles Messier, 1730.�1817.) un 1880. gadā D�. Dreijcrs (J. L. E. Dreyer, 1852.�1926.), blakus miglājiem ir arī zvaig�ņu kopas. �ais katalogos ietilpināto objektu numurus lieto arī tagad, apzīmējot miglājus (vai zvaig�ņu kopas). Piemēram, M8 ir miglājs, kam S. Mesje kataloga dots numurs 8, bet NGC 6523 ir �ī pa�a miglāja kārtas numurs Dreijera �Jaunajā vispārīgā zvaig�ņu kopu un miglāju kataloga�. Lodveida kopa M13 ir trīspadsmitais Mesjē kataloga objekts.

Jau 19. gadsimta zvaig�ņu pētnieki ievēroja, ka miglāji ir divējādi. Vieni izskatās mazliet iezaļgani, bet otri balti. Pirmie grupējas Piena Ceļa tuvumā, bet otrie turpretī no �ī apgabala tie�i it kā vairās. Tagad ir zināms, ka �ie divi miglāju tipi ir radikāli at�ķirīgi kosmiskie objekti.

Nodarboties ar otrā tipa miglājiem �oreiz nav mūsu mērķis: tie nav starpzvaig�ņu telpas objekti, jo atrodas vel daudz daudz tālāk par jebkuru zvaigzni, ko redz ar aci vai vislielākajā teleskopā. Katrs tāds miglājs īstenībā ir milzīga zvaig�ņu sistēma, vesela zvaig�ņu pasaule ar miljardiem zvaig�ņu, kas līdzīgas mums jau pazīstamam zvaigznēm, ar zvaig�ņu kopām un miglājiem vārda īstā nozīmē � mūsu tālākā apskata objektiem. Daudzas no �īm tālām zvaig�ņu pasaulēm ir tik līdzīgas mūsējai, ka vajadzības gadījumā �o pa�u bro�ūru varētu uzdot par kādas citas zvaig�ņu pasaules aprakstu. No otras puses, par daudziem �iem, t. s. ārpusgalaktikas miglājiem varētu teikt: lūk, tada izskatās mūsu zvaig�ņu pasaule � Galaktika no tālienes! Tāds Galaktikas �spogulis� ir daudziem zināmais un gandrīz

vai katrā populārzinātniskā bro�ūrā pieminētais Lielais Andromēdas miglājs (M31) (22. att.). Pēdējais zvaig�ņotā bezmēness nakti labi redzams ar aci.

Attēlā redzamā Andromēdas galaktikai raksturīgā spirāliskā struktūra piemīt ari mu�u Galaktikai. Bet par to pārliecināties nemaz nav tik vienkār�i, jo Saule ar mūsu Zemi atrodas Galaktikas iek�pusē.

No Galaktikas miglājiem visbie�āk minētais ir Lielais Oriona miglājs. Ar aci �ai vietā pie debess redzama it kā miglā tīta Oriona zobena centrālā zvaigzne. �is ir arī vienīgais miglājs, ko ar neapbruņotu aci redz debess ziemeļu puslodē.

Fotouzņēmumā atklājas ne vien Oriona miglājā centrs, bet ari ārējās, vājāk spīdo�ās daļas (23. att.). Redzams, ka miglājam ir neregulāra forma. �ādus miglājus sauc par difūziem miglājiem.

Cita veida, t. s. planetārie, miglāji nosaukumu ieguvu�i no tā, ka to izskats mazliet atgādina pla-

nētu Urāna un Neptūna iezaļganos diskus. Da�i pla-netārie miglāji izskatās gredzenveidīgi. Raksturīgi, ka katra pīanetāra miglāja centrā atrodas zvaigzne.

Līdzīgi izskatās arī mazie miglāji, kurus var novērot ap katastrofiskām zvaigznēm � novām, da�us gadus pēc viņu eksplozijas. �ie miglainie apvalki � no zvaigznēm nomestie ārējie slāņi ir īslaicīgas parādības un tiem nav tie�a sakara ar planetāriem miglājiem.

Ja gribam zināt, kas ir �ie spīdekļi, jāņem palīgā spektrografs. Planetāro miglāju leņķiskie izmēri ir niecīgi un to spektrus var uzņemt ar prizmas kameru. Tomēr, iai iegūtu vājāku miglāju spektrus,

lieto ari t. s. bezspraugas spektrografus. Tie dod līdzīgus uzņēmumus kā prizmas kameras. 26. attēla planetārā miglāja spektrs ir uzņemts ar bezspraugas spektrografu. Uzņēmumā redzami vairāki planetāro miglāju attēli, zem tiem A tipa zvaigznes spektrs ar

tum�ām absorbcijas līnijām. Spektrs rada, ka miglājs izstaro gaismu atsevi�ķos viļņu garumos, kuriem katram atbilst savs attēls. Tātad skaidrs, ka planetā-rais miglājs ir gāzveidīgs objekts.

Planetāro miglāju spektros var atrast ūdeņra�a un hēlija līnijas, vājas oglekļa, slāpekļa, skābekļa līni jas. Bet visspilgtākās ir divas zaļās līnijas, kuru viļņu garumi ir 5007 A� un 4950 A�, kā arī vēl da�as, laboratorijās nepazīstamas līnijas. 1927. gada amerikāņu astrofiziķis I. S. Bouens (I. S. Bowen) atklaja, ka �īs zaļās, t. s. nebulija līnijas pieder skābekļa atomiem, kas miglājos atrodas īpa�os apstākļos. Tās pieder pie t. s. aizliegtām līnijām, tādām, kas parastos apstākļos nav novērojamas. Tādas līnijas var noverot tikai tur, kur ir ārkārtīgs vielas retinājums.

Difūzo miglāju spektri visumā līdzīgi planetāro miglāju spektriem, tikai zaļas nebularās līnijas nav tik izcilas.

Kāpēc spīd �ie gāzu miglāji? Planetaro miglāju spīdē�anas cēlonis ir miglāja centrālā zvaigzne. Pir-

mā brīdī liekas, ka tas nav iespējams, jo miglājs izstaro 40 līdz 50 reizes vairāk redzamas gaismas nekā centrālā zvaigzne. Izrādās, ka centrālā zvaigzne ir neparasti karsta, tāpēc lielāko daļu enerģijas tā izstaro neredzamās ultravioletās gaismas veidā. Pēdējai, ejot caur miglāju, uz lo iedarbojas miglāja gāzes atomi, galvenokārt ūdeņradis. Notiek fluorescencei līdzīga parādība un neredzama gaisma tiek pārveidotā redzamajā. Arī difūzos gāzu miglājos vienmēr var atrast vismaz vienu, bet parasti vaira-

kas karstās О tipa mil�u zvaigznes, kas liek spīdēt miglāja gāzei. Difūzo miglāju spektros parasti bez gai�ām līnijām vērojams arī viegls, nepārtraukts spektrs. Tas rodas, zvaig�ņu gaismai atstarojoties sīkās vielas daļiņās � dūmiem līdzīgos starpzvaig�ņu putekļos, kas sastopami kopā ar gāzi. Novērojumi rāda, ka miglāju sastāvā parasti gāzes masa ir 100 reizes lielāka par putekļu masu.

Izmērot ūdeņra�a līniju intensitāti, ir iespējams noteikt miglāja masu, kā ari blīvumu.

Izrādās, ka tipiskam planetāram miglājam viena cm3 ir vairāki tūksto�i jonu vai elektronu. Pa�os spo�ākos miglājos �is skaitlis sasniedz 10�20 tūksto�us. Tā ka vidēja miglāja rādiuss ir ap 0,1�0,2 gaismas gadu, tad jonizēta ūdeņra�a masa vidēja miglājā ir 0,1 Saules masas. Neitrālo atomu skaits gai�ajā miglāja dala ir tik mazs, ka to var neievērot.

Temperatūra planetāros miglājos sniedzas no 9000 līdz 18 000�.

Difūzos miglājos temperatūra ir ap 8000�. Blīvums te ir da�i desmiti jonu cm3, da�os blīvums ir 100, bet Oriona miglājā pat 300 jonu/cm3. Miglāju masa var būt no 0,1 līdz vairāki simti un tūksto�i Saules masu.

Da�iem difūziem miglājiem novēro tikai nepārtraukto spektru, gai�o līniju nav. Tāds ir, piemēram, miglājs ap Sietiņa spo�ākajam zvaigznēm (29. att.j. Emisijas līniju trūkums nenozīmē, ka te gāzu nav. Zvaigznes, kas apspīd tādus refleksijas miglājus,

nav pietiekami karstas, lai gāze varētu spīdēt. Tāda zvaigzne neizstaro vajadzīgā daudzuma ultravioletos starus, bet samēra daudz redzamo gaismu. Miglājā eso�ie putekļi atstaro zvaigznes staroto redzamo gaismu, tāpēc, miglājā spektrs līdzīgs tā apgaismotajās zvaigznes spektram. Ja miglāja tuvumā karsto zvaig�ņu nebūtu, tas nemaz nespīdētu un nebūtu novērojams.

Tomēr da�reiz miglājā esamību var konstatēt pēc putekļu iedarbības uz gaismu, kas no aizmiglāja zvaigznēm nonāk pie. mums. Difuzo gai�o miglāju tuvumā bie�i var redzēt tum�us apgabalus uz zvaig�ņu fona. Tajos zvaig�ņu redz daudz mazāk nekā apkārtnē. Izradās, ka �āds tum�s apgabals īstenība ir miglājs, ko neapspīd karsto zvaig�ņu gaisma. Miglājā putekļi absorbē un izkliede uz visām pusēm zvaig�ņu gaismu, tādējādi pavājinot aiz tā eso�o zvaig�ņu redzamo spo�umu. Tāpēc daudzas no zvaigznēm, ko varētu redzēt, ja nebūtu miglāja, nav saskatāmas. Starpzvaig�ņu telpas putekļi ne vien pa-

vājina zvaig�ņu gaisinu, bet padara to sārtāku, jo vairāk izkliedē zilos gaismas viļņus, mazāk sarkanos. Zvaigznes, ko redzam caur tādu gāzes un putekļu miglāju, sārtojas tāpat, kā Saule, kad tas stari vakarā iet cauri biezam Zemes atmosfēras slānim. Zvaig�ņu nosark�anas pakāpi iespējams izmērīt un tādējādi noteikt putekļu daudzumu miglājā un miglāja masu.

Izrādās, ka arī tur, kur nav redzami ne gai�ie, ne tum�ie miglāji, starpzvaig�ņu telpā atrodas viela, tikai vēl daudz retinātākā stāvoklī. Sī viela atstaj pēdas zvaig�ņu spektros tum�o absorbcijas līniju

veidā (31. att.). Tā kā starpzvaig�ņu absorbcijas līnijas sadalās vairākās asi izteiktas komponentēs, var secināt, ka tā nav viendabīga vide, bet sastāv no atsevi�ķiem sablīvējumiem, t. s. starpzvaig�ņu mākoņiem. Tie kustas katrs ar savu ātrumu da�ādos virzienos.

Ūdeņradi, kas visvairāk atrodas starpzvaig�ņu telpā, tomēr parasti nav iespējams optiski konstatēt. Te palīgā nāk radioteleskopi, kas atklāj ūdeņra�a atomu radiostarojumu. Radioastronorni iemācīju�ies at�ifrēt starpzvaig�ņu ūdeņra�a radioviļņus un noteikt, kā �ī gāze ir izvietota Galaktikā, ūdeņradis tāpat kā karstās, jaudīgās zvaigznes koncentrējas galvenokārt spirāļu zaros.

Mēs jau pārliecinājāmies, ka zvaig�ņu virsas temperatūra sasniedz tūksto�us un viskarstākajās zvaigznēs pat desmittūksto�os grādu. Tāpēc ari tās spīd, tapat kā jebkur� sakarsēts ķermenis, piemēram, elektriskās spuldzes kvēldiegs. Bet spuldze spīd tikai tad, kad ta ieslēgta, t. i., kad pa kvēldiegu plūst elektriska strāva. Elektriskā enerģija te pārvēr�as siltumā un gaismā. Nospie�am slēdzi, strāvās plūsma pārtrūkst, un īsā mirklī gaisma strauji pavājinās � kļūst sārtākā un izdziest.

Sakarsējiet krāsnī dzelzs gabalu līdz baltkvēlei un izņemiet tad to laukā. Lai gan nekāda enerģija tagad netiek pievadīta, dzelzs zināmu laiku spīd, t. i., izstaro redzamo gaismu, kā arī infrasarkanos viļņus. Bet pakāpeniski gaisma kļūst vājāka un sārtākā, līdz pavisam izzūd. Siltuma enerģija, ko dzelzs bija ieguvusi krāsnī, no tās aizplūst gan ar starojumu apkārtēja telpa, gan siltuma vadī�anas ceļā uz priek�metiem, ar kuriem ta saskaras, gan gaisa cirkulācijās � konvekcijas dēļ.

Arī zvaigznes, izstarojot gaismu un cita veida elektromagnētiskos viļņus, nemitīgi zaudē savu enerģiju. Vai tās tāpat kā dzelzs gabals minētajā mēģinājumā spīd uz kādreiz saņemtas siltuma enerģijas rēķina, vai varbūt kaut kādi enerģijas avoti to nepārtraukti karsē tāpat kā elektriskā strāva spuldzes kvēldiegu? Ka vienā, tā otrā gadījumā paliek neatbildēts jautājums, kur radusies vai no ka rodas zvaig-

�ņu siltuma enerģija? Lai rasti.', atbildi, vispirms jāzina, cik daudz enerģijas iz�ķie� pasaules telpā zvaigznes, vislabāk mums pazīstama Saule, tāpēc sāksim ar to.

Lai noteiktu, cik daudz enerģijas izstaro Saule, jāizmērī līdz Zemei nonāko�ais Saules enerģijas daudzums. �im nolūkam lieto īpa�us aparātus � pir-heliometrus, uz kuru sastāvdaļas � nomelnotas plāksnītes krīto�ie Saules stari pārvēr�as siltumā. Iegūto siltuma daudzumu precīzi izmērī un aprēķina t. s. Saules konstanti. Saules konstante ir starojuma enerģijas daudzums, ko no Saules vienā minūtē saņem vienu cm2 liels laukumiņ�, ja Saules stari krīt stateniski tā virsai. Tā kā mērījumi izdarīti uz zemes virsas, jāievēro arī starojuma zudumi Zemes atmosfērā. No daudzkārt veiktajiem mērījumiem atrasts, ka Saules konstante ir divas (precīzāk 1,97) mazās kalorijas. Ta ka Saule izstaro visos virzienos vienādi, var aprēķināt tas pilno starojuma jaudu.

Iedomāsimies ap Sauli kā ap centru apvilktu lodi ar rādiusu vienlīdzīgu vienai astronomiskai vienībai jeb Zemes vidējam attālumam no Saules: r � 149 500 000 km. Sadas lodes virsas laukums ir 4 л r2 = 28- 102u cm2. Tā ka katrs cm2 saņem 2 kal., tad visa lodes virsa vienā minūtē iegūst 5,6- 1027, bet vienā gadā 3- 1033 kal. Tas ir enerģijas daudzums, ko zaudē Saule. Saules virsas laukums ir 6,1 � 10-�2 cm2. Tas nozīmē, ka katrs tās virsas cm2 izstaro vidēji gandrīz simttūksto� gramkaloriju minūtē, kas atbilst 6 kilovatu jaudai. Ik sekundi Saule zaudē tik daudz enerģijas, cik Padomju Savienības pa�reizējās elektrostacijas spētu dot tikai 200 miljonu gados. Ievērojot to iz�ķērdību, ar kādu Saule �ķie� savu enerģiju, rodas �āds jautājums. Cik ilgi Saule tā var spīdēt?

Vispirms pārliecināsimies, cik ilgi var spīdēt Saule, ja tā līdzīgi apskatītajam dzelzs gabalam kādreiz ir sakarsēta, bet tagad enerģiju vairs neiegūst. Saule ir sakarsēta tik stipri, ka atomi nav saistīti kopā, bet kustas cits no cita neatkarīgi kā gāzu molekulas. Tāpēc bie�i saka, ka Saule un zvaigznes ir kā kvēlojo�as gāzu lodes. Atomi ir ne vien atdalīti cits no cita, bet tiem ir atrauti arī elektroni, vai nu visi vai kāda daļa, un paliku�i kaili kodoli vai joni. Visas �īs daļiņas haotiski kustas un katrai no tām piemīt zināma kustības enerģija, kas kopā sastada Saules siltuma enerģiju. Bez tam enerģija Saulē ir uzkrāta, elektronus no atoma atraujot vai pārvietojot atomā uz augstākiem līmeņiem. Tā ir jonizācijas un ierosinājuma enerģija. Un vēl Saulē ir starojuma enerģija: starojums plūst ne tikai no Saules virsas, bet vēl jo vairāk tās iek�ienē. Angļu astronoms A. S. Edingtons (A. S. Eddington, 1882.�1944.) aprēķināja, ka Saules siltuma enerģija ir 3-104' ergu (1 kal. � 4,2 ■ 107 ergiem). Apmēram tikpat liels ir jonizācijas un ierosinājuma enerģijas krājums Saule, bet starojuma enerģija ir 10 reizes mazāka. Tātad kopējais enerģijas daudzums, kas piemīt Saulei tāpēc, ka tās viela sakarsēta, ir 1,5- 10,,n kal. Salīdzinot �o skaitli ar Saules enerģijas zudumu gadā, secinām, ka �o enerģijas krājumu, spīdēdama tā kā tagad, Saule iztērētu da�os miljonos gadu. Kā redzēsim tālāk, ģeoloģiski pētījumi liecina par daudz lielāku Zemes un arī Saules vecumu. Tātad Saules spīdē�ana nav līdzīga mu�u dzelzs gabala spīdē�anai. Saule vairāk līdzīga elektriskai spuldzei, kas spīd tāpēc, ka nepārtraukti saņem enerģiju. Tomēr Saule un tāpat ari zvaigznes parastajos apstākļos enerģiju kaut cik ievērojamos daudzumos nevar saņemt no ārienes. Atliek tikai iespēja, ka enerģija rodas pa�ā Saulē.

Viegli pārbaudīt, ka vajadzīgo enerģiju nespēj dot nekāda ķīmiskā reakcija kā, piemēram, deg�ana. Ja Saule būtu no vislabākās kvalitātes akmeņogles un tās deg�anai netrūktu skābekļa, tad, lai nodro�inātu nepiecie�amo jaudu, degvielas pietiktu tikai da�iem tūksto�iem gadu.

19. gadsimta vidu vācu dabaszinātnieks II. Ilelm-holcs (H. L. F. von Helmholtz, 1821.�1894.) nāca klajā ar �ādu ideju: zvaigznes un Saule spīdē�anai nepiecie�amo enerģiju iegūst, saraujoties sava smaguma spēka de). Patie�ām, ja gāzu lode savas gravitācijas iespaidā kļūst mazāka, tad tās gravitācijas enerģija samazinās. Saskaņā ar enerģijas nezūdamības likumu kopējais enerģijas daudzums neizmainās; tāpēc jāpalielinās citiem enerģijas veidiem. Izrādās, ka daļa no atbrīvotās enerģijas aiziet zvaigznes temperatūras paaugstinā�anai, bet pārēja daļa dod vajadzīgo starojuma enerģiju.

Izmantodams �o Helmholca domu, ievērojamais angļu fiziķis lords Kelvins-Viljams Tomsons (Kelvin-William Thomson, 1824,�1907.) 1861. gadā veica, aprēķinus, lai noteiktu, cik ilgi Saule var spīdēt uz gravitācijas enerģijas rēķina. Viņ� pieņēma, ka visu spīdē�anas laiku Saule starojusi ar tik lielu jaudu kā tagad. Aprēķina rezultāts bija �āds: ja sarau�anās sākuma pirmatnējai gāzu lodei, no kuras izveidojusies Saule, būtu bijis bezgalīgi liels tilpums, pat tad tā varētu iegūt enerģiju tikai 20 miljoniem gadu,, saraujoties līdz tagadējiem izmēriem.

Iz�ķiro�a loma Helmholca hipotēzēs noraidī�anā bija tam, ka �ī gadsimta 20. gados izdevās pilnīgi dro�i noteikt zemes ie�u vecumu. Ļoti piemērota �iem nolūkiem izrādījās ievērojamā fran�u fiziķa Pjera Kirī (P. Curie, 1859.�1906.) un lielā angļu fiziķa E. Rezerforda (E. Rutherford, 1871.�1937.) ieteiktā metode, kas izmanto ie�os eso�os radioaktīvos elementus. Radioaktīvas vielas sabrūk spontāni, t. i., tā, ka sabruk�anas ātrumu neietekmē nekādi apstākļi un arī ar laiku tas nemainās. Jo vecāks ir kāds minerāls, kas satur, piemēram, urānu, jo vairāk tajā būs stabilo urāna sabruk�anas produktu � svina un hēlija. Ja ir izmērīts urāna un citu radioaktīvo elementu, kā arī svina un hēlija daudzums, tad var izrēķināt attiecīgā minerālā vecumu. Ir atrasti līdz pat 2 miljardi gadu veci ie�i. Līdzīgi var noteikt ari visas Zemes garozas vecumu. Vairāki pētnieki ieguvu�i rezultātu 3 līdz 3,5 miljardi gadu. Radioaktīvās metodes liecina arī, ka tā viela, no kuras veidojusies Zeme, ir 5�6 miljardu gadu veca. Saules vecums nevar būt mazāks par Zemes vecumu.

Vel viens ģeoloģijas atklājums palīdz noskaidrot Saules pagātni. Ir zināms, ka dzīvi organismi uz Zemes pastāv vismaz miljardu gadu. Par to liecina attiecīga vecuma ie�os atrastās aļģu atliekas. Bet dzīvību uz Zemes uztur Saules gaisma uti siltums. Dzīvā daba ir visai izvēlīga pret temperatūru un citiem ārējiem apstākļiem; la nevar pastāvēt ne pārāk augstās, ne pārak zemās temperatūrās. Tas nozīmē, ka Saules starjauda pēdēja miljarda gadu laika nevar būt ievērojami mainījusies.

Lielas starjaudas zvaigznes � 0 un В spektra tipu mil�i vel iz�ķērdīgāk sēj pasaules telpa enerģiju: gravitācijas enerģijas tām pieliktu tikai da�us desmitus tūksto�u gadu.

Tātad 20. gados bija pilnīgi skaidrs, ka gravitācija nevar būt noteico�ais zvaig�ņu enerģijas avots. Bija jau pazīstama enerģija, kas slēpjas radioaktīvo vielu atomos. Radās doma, ka zvaig�ņu enerģijas avots varētu būt atomu enerģija. Tomēr radioaktīvo elementu daudzums zvaigznes ir par mazu, lai dotu vajadzīgo enerģiju. Bija arī pazīstams Ein�teina vienādojums, kas izriet no relativitātes teorijas: ja ķermeņa masa ir m, tad tam piemīto�ā pilna enerģija ir E = mc2, kur c ir gaismas ātrums. Sīs enerģijas krājums ir milzīgs, bet jautājums, vai tā var pietiekamā daudzumā pārveidoties siltuma un starojuma enerģijā. Ir zināms, ka elementārdaļiņu pārim � elektronam un pozitronam anihilējoties, to vietā rodas enerģija elektromagnētisku viļņu veidā. Pazīstamais angļu astronoms D�. D�inss (J. H. Jeans, 1877.� 1946.) domāja, ka zvaigznēs enerģija rodas līdzīgā ceļā, elementārdaļiņām pilnībā izzūdot. Ja Saules enerģija rastos �ādā veidā, tad Saule ik sekundi zaudētu 4,3- 1012 g jeb 4,3 miljonus tonnu masas. Tas liekas ļoti daudz. Tomēr 5 miljardu gadu laika Saules masa samazinātos tikai par 0,03%. Tātad atomu enerģija pilnīgi var nodro�ināt Saules gaismu un siltumu. Tie�a masas anihilācija, kā to iedomājās D�inss, zvaigznēs tomēr nav iespējama. Zvaigznes iek�ienē nav tādu apstākļu, lai, piemēram, protons (ūdeņra�a atoma kodols) pilnīgi pārvērstos par enerģiju.

Atomenerģijas atbrīvo�anās var notikt atomu kodolu savstarpējās iedarbības un tai sekojo�as kodolu pārveido�anas rezultāta. Lai starp kodoliem notiktu reakcija, tiem jāpārvar savstarpējās atgrū�anas spēki. Tāpēc kodolu pārveido�anās notiek tikai tad, ja tiem piemīt liels ātrums, liela kustības enerģija. Laboratorijas apstākļos daļiņas piespie� skriet ar vajadzīgo ātrumu, paātrinot tās ar elektromagnētiskā lauka palīdzību ciklotronos, sinhrofazotronos vai citās līdzīgās ierīcēs. Arī augsta temperatūra daļiņām piemīt lieli ātrumi. Tā kā zvaig�ņu iek�ienē temperatūrai jābūt loti augstai, tad tur var notikt �ādas termiskās kodolreakcijas.

1929. gadā Getingenas universitātes toreizējie studenti R. Atkinsons (R. d� E. Atkinson) un F. Ilauter-mans (F. G. Houtermans) mēģināja izveidot teoriju par kodolenerģijas atbrīvo�anos zvaigznēs. Problēmas risinā�anu sekmēja kodolfizikas straujā attīstība, un īsi pirms otrā pasaules kara sākuma vācu fiziķi K. Veiczekers (C. F. von Weizsacker) un Amerika dzīvojo�ais H. Bete (H. A. Bethe) pierādīja, ka Saules un zvaig�ņu iek�ienē var notikt kodolreakciju virkne, kas gala rezultātā ūdeņradi pārvēr� hēlijā un sagadā spīdē�anai nepiecie�amo enerģiju.

Ir zināmi vairāk nekā 200 ķīmisko elementu stabilo izotopu jeb vairāk nekā 200 atomu kodolu veidu, no kuriem katrs noteiktos apstākļos var reaģēt ar jebkura cita izotopa kodolu. Kā gan �ādā iespējamību labirinta izdevies atrast to reakciju, kas notiek zvaigznēs. Jāzina, kādi apstākļi valda zvaigznes iek�ienē, sevi�ķi tās centrā, kur, domājams, ir vislabvēlīgākie nosacījumi kodolu reakcijām.

.Apskatīsim, kā var gūt aptuvenu ieskatu par temperatūru un spiedienu zvaigznes centrā.

Parasto zvaig�ņu īpa�ības ar laiku mainās |oti lēni. Tāpēc

ivaigznes iek�iene viscaur jābūt hid-ostatiskam līdzsvaram. Tas nozīmē, <a gravitācijas spēkam un spiediena spēkam, kas darbojas uz jebkuru matu zvaigznes tilpumiņu, ir jālīdzsvaro vienam otrs.

Iedomāsimies mazu cilindrisku tilpumu, kas atrodas attālumā r no tvaigznes centra. Cilindra pamatnes laukums lai ir As, bet tā garums Ar (33. att.). Uz cilindra arējās pamat nes darbojas spiediens Pā, bet uz iek�ējās � spiediens Pi. Kopējais spiediena radītais spēks, kas darbojas uz cilindru, ir(A �Pa) As. �o uz zvaigznes ārpusi vērsto spēku līdzsvaro gravitācijas spēks, t. i., spēks, ar kādu zvaigznes masa pievelk apskatāmo tilpuma elementu. Saskaņā ar Ņūtona likumu �is spēks ir proporcionāls cilindra masai m un zvaigznes centrālās da|as masai Mr, kas atrodas iek�pus lodes ar rādiusu r:

Lielums К ir universālā gravitācijas konstante.

Ja vielas blīvums cilindri ir p> tad ta masu var izteikt �ādi nt = P AsAr.

Tā ka abiem spēkiem skaitliski ir jābūt vienādiem, varam rakstīt līdzsvara nosacījumu:

�o vienādojumu izlietosim, lai novērtētu spiedienu Saules centrā.

Apzīmēsim spiedienu Saules centrā ar Pc , bet spiedienu uz virsas ar Pv un vienkār�ības labad pieņemsim, ka spiediens samazinās tie�i proporcio

nāii attālumam no centra. Tādā gadījumā iepriek�ējā vienādojuma kreiso pusi var izteikt �ādi:

kur ar К apzīmēts Saules rādiuss.

66

Tālāk pieņemsim, ka apskatāmais cilindrs atrodas vidū starp Saules virsu un centru, t. i., r = 0,5 A un ka Saules masa iek�pus sfēras ar rādiusu r ir puse no visas Saules masas: Mr � 0,5 M. Tad līdzsvara vienādojumu var pārrakstīt tā:

Spiediens uz Saules virsas ir tik mazs, ka to var neievērot: Pv = O. Dabūjam izteiksmi spiedienam Saules centrā:

Liekot �ai formula p vietā Saules vidējo blīvumu 1,41 g/cm3 un pārējo lielumu skaitliskās vērtības K � 6,668- 10�** din. cm2 g�2, M � 1,99- 1033 g, R � 6,960- 10t0 cm, atrodam, ka Saules centrā ir spiediens 6- 10'5 CGS vienību jeb 6 miljardi atmosfēru.

Tagad varam novērtēt arī Saules iek�ienes temperatūru. Pielietojam ideālas gāzes stāvokļa vienādojumu

, kur

T ir temperatūra, k �Bolcmana konstante (= 1,38024 ergi/grads) un m � vidējais molekulsvars Saules vielai.

Par vidējo molekuisvaru var ņemt pusi no ūdeņra�a mole-kulsvara, jo ūdeņra�a atomu skaits ir daudzkārt lielāks par citu elementu atomu skaitu. Bet zvaigznēs tas ir jonizēts: elektrons ir atrauts no kodola un tāpēc Kopējais daļiņu skaits divreiz lielāks par ūdeņra�a atomu skaitu. Jonizēta ūdeņra�a kodols (protons) un brīvais elektrons ir līdzvērtīgi divām daļiņām, kam vidējā masa vienlīdzīga ūdeņra�a atoma masas pusei. Aprēķināsim temperatūru Saules rādiusā viduspunkta � vidū starp centru un malu, kur pēc mūsu pieņēmuma spiediens ir divreiz mazāks nekā Saules centrā.

Rezultātā dabūjam 10 miljonus grādu, tā ir tipiska temperatūra zvaig�ņu iek�ienei. Saules centrā temperatūra ir vel lielākā; pilnīgāks aprēķins rāda, ka te ir 20 miljoni grādu.

Ja zināma zvaig�ņu iek�ienes temperatūra, attiecīgo kodolreakciju izvēle kļūst daudz vienkār�āka. Daļiņām ar 10 miljonu grādu temperatūru kinētiskā enerģija ir 3/2 kT ~ 2- 10 H ergu � I kiloelektron-volts. Lai noteikta kodolreakcija varētu notikt, reaģējo�ām daļiņām jabūt ar pietiekami lielu enerģiju. Lai notiktu reakcija, kodoliem jāpārvar t. s. poten-iciālā barjera, ko rada starp tiem valdo�ais atgrū-

�anās spēks. Vienkār�ajiem atomu kodoliem �īs barjeras ir mazākas un tāpēc vieglāk pārvaramas. Da�u desmitu miljonu grādu temperatūrā, kāda ir tipiska zvaig�ņu iek�ienēm, kodolreakcijās var piedalīties vieglāko elementu ūdeņra�a, hēlija, litija, berilija, bora, oglekļa, slāpekļa un skābekļa stabilo izotopu kodoli. Starp tiem iespējamās reakcijas kodol-fiziķi ir samērā labi izpētīju�i.

Izrādās, ka zvaig�ņu starojuma enerģiju vajadzīgā daudzumā var sagādāt termiskās kodolreakci-jas, kas ūdeņradi pārvēr� hēlijā. Ir divi tādi reakciju cikli: ūdeņra�a cikls jeb protona � protona reakcija un oglekļa cikls.

Protona�protona reakcijā ir trīs posmi.

1) Divi protoni H1 saduras un rodas smagā ūdeņra�a � deitērija atoma kodols deitrons D2, kā arī pozitrons un neitrino v:

H1 + H� D2 + e'- + V.

Pozitrons nekavējoties apvienojas ar elektronu, abas daļiņas anihilejas un to vietā rodas ļoti īsu elektromagnētisko viļņu starojums � у stari. Kas notiek ar neitrino? �ī daļiņa nereaģē ne ar kādām citām. Tāpēc tā brīvi iziet cauri visiem zvaigznes slāņiem un atstāj spīdekli uz visiem laikiem. Pirmais reakcijas posms norit ļoti lēni.

2) Tālākais kodolu pārvērtību process turpinās, dei-tronam saduroties ar citu protonu. Izveidojas hēlija 'izotopa atoma kodols Не3, un rodas у starojums. �ī reakcija notiek tūlīt pēc deitrona izveido�anās:

D2 4- TP - Не3 + у.

3) Parasti notiek divu Не3 daļiņu sadursme, 'kuras rezultātā izveidojas parasta hēlija atoma kodols Не4 un divi protoni:

Не3 + Не3-�-Не4 + Hl 4- H!.

Та kā �ai posmā vajadzīgas divas Не3 daļiņas, pirmajai un otrajai reakcijai jānotiek divas reizes bie�āk nekā pēdējai.

Gala rezultāta, no �etriem ūdeņra�a atoma, kodoliem izveidojot vienu hēlija atoma kodolu, atbrīvojas 4,2� 10~5 ergu liela enerģija, ja neskaita no zvaigznes aizgāju�ā neitrino aiznesto enerģiju.

Otrs veids, kā zvaig�ņu iek�ienē ūdeņradis pārveidojas hēlijā, ir t. s. oglekļa cikls, kas notiek ar oglekļa atoma kodolu palīdzību. Sis reakciju cikls ir pārsvarā masīvajās zvaigznēs; tas sastāv no se�iem posmiem.

1) Protona sadursme ar parastā oglekļa atoma kodolu C�2 rada slāpekļa N13 kodolu un у starojumu:

С12 + H* - N 13 + y.

2) Slāpekļa N13 kodols nav stabils, apmēram 7 minu�u laikā tas sairst, un rodas smaga oglekļa kodols C13, pozitrons un neitrino:

№3-* C13 + e+ + v.

Arī te pozitrons kopā ar elektronu izzūd, bet neitrino aiziet no zvaigznes.

3) Nāko�ajā posmā otrs protons saduras ar smago oglekļa izotopu un izveidojas parastā slāpekļa kodols N14:

C<3 + II1-' N'4 + y.

4) Tālāk cits protons sadursmē ar slāpekli izveido nestabilu skābekļa izotopu O15.

№4 + №-*О15 + у.

5) Pēdējais ļoti ātri, vidēji 82 sekundēs sairst, radot smagā slāpekļa izotopu N15 un atkal pozitronu un neitrino:

O15-* N15 + e+ + v.

6) Un beidzot, pēdējā posmā smagā slāpekļa atoma kodols sadursmē ar ceturto protonu izveido atkal oglekļa kodolu un hēlija kodolu:

N'5 + H�-*C12 + Не4.

Noslēdzoties ciklam, atkal ir parādījies oglekļa atoma kodols, kas te darbojās līdzīgi katalizatoram, bet no �etriem ūdeņra�a atoma kodoliem, tāpat kā protona�protona reakcijā, ir radies hēlija atoma kodols.

Izrādās, ka ūdeņradis ir visizdevīgākā atomu degviela. Katram ūdeņra�a atomam ir 1,00815 atomāro masas vienību jeb 1,6736-10-21 gramu liela masa. Hēlijam attiecīgie lielumi ir 4,00387 un 6,647 � 10-21. Tātad hēlija atoma masa ir mazāka nekā �etru ūdeņra�a atomu masas summa. Pec �etru ūdeņra�a atomu pārvēr�anas hēlija atomā izzudusi viela ar masu 0,0287 atomārās masas vienības, kas pēc Einsteins vienādojuma atbilst 4,28- I0-5 ergiem enerģijas.Tātad septiņas tūksto�daļas no vielas, kas �aja reakcijā pārveidojās, ir pārvērstas enerģijā. Vislielāko enerģijas procentu dotu ūdeņra�a pārveido�ana dzelzī, bet ari tad tikai astoņas tūksto�daļas no reaģējo�o vielu masas.

Varam aprēķināt visu to enerģiju, ko dotu Saules ūdeņra�a pārveido�ana hēlijā: 0,007 Mc2 jeb 1052 ērgli. Tas pārsniedz termisko un gravitācijas enerģiju tūksto� reizes. Ar �ādu enerģijas krājumu Saule spēj spīdēt tikpat spo�i ka tagad 100 miljardus gadu.

Bet kā ir ar citām zvaigznēm, cik ilgi tas spēj spīdēt? Izrādās, ka visām galvenās secības zvaigznēm svarīgākais enerģijas avots ir ūdeņra�a pārvēr�ana par hēliju. Zvaigznēm, kas masīvākas par Sauli, noteico�ais ir oglekļa cikls, bet Saules tipa un mazākām zvaigznēm � ūdeņra�a cikls. Abi cikli dod apmēram vienādu enerģijas ieguvi. Tas nozīmē, ka enerģijas krājums, ko satur zvaigznes ūdeņradis, ir tie�i proporcionāls zvaigznes masai, jo ūdeņra�a procents visās zvaigznes sakumā ir apmēram vienāds. Ja zvaig�ņu starjauda butu proporcionāla to sākotnējai masai, zvaigznes vienādi ilgā laika iztērētu savus enerģijas krājumus. Bet īstenībā tā nav. Palūkosimies sekojo�ā tabula. Tajā ievietoti skaitļi, kas rāda, cik strauji enerģiju �ķie� da�āda tipa zvaigznes salīdzinājumā ar Sauli. Tabula dotos skaitļus dabū, zvaigznes starjaudu, kas izteikta Saules vienībās, dalot ar tās masu, ari Saules vienībās. Atzīmēsim, ka Saule izstaro no 1 grama masas viena sekunde 1,94 ergu.

5. Ta b u I iVidējā starojuma enerģija no 1 masas grama da�ādu spektra tipu zvaigznēm* * par vienību pieņemta enerģija, ko Saule izstaro no i masas grama vienā sekunde, t. i., 1,94 ergu.

.

Aplūkosim interesantu zvaig�ņu tipu � karstos mil�us. To starjauda ir 100 000 rei�u lielāka par Saules starjaudu, bet to masa tikai da�as desmit reizes pārsniedz Saules masu. Tātad karstie mil�i izstaro simtiem rei�u vairāk enerģijas nekā Saule tai pa�a laikā no vienāda daudzuma masas. Tas nozīme, ka karstie mil�i daudz ātrāk izlieto savus enerģijas krājumus nekā mazāk masīvās zvaigznes. Saskaņa ar minēto tabulu 05 spektra tipa zvaigzne savu enerģiju �ķie� 3000 reizes straujāk par Sauli. Ja Saule, kā redzējām, spēj spīdēt 100 miljardus gadu tikpat spo�i kā tagad, tad �ī karstā 05 tipa zvaigzne var spīdēt ta kā tagad tikai 30 miljonus gadu. Skaidrs, ka tāda zvaigzne ir kļuvusi par karsto milzi vai ari vispār radusies ne agrāk kā pirms 30 miljoniem gadu. Atcerēsimies, ka Saules vecums ir ap 6 miljardi gadu. Tad karstais milzis ir 200 reizes jaunāks. Ja zvaigznes mū�a posmu apzīmē�anai lietotu uz cilvēka dzīvi attiecināmos nosaukumus, ar pilnam tiesībām varētu teikt, ka baltie mil�i vēl ir zīdaiņi.

Nozīmīgu liecību par karsto mil�u nelielo vecumu devu�i pazīstamā armēņu astrofizika akadēmiķa V. Ambarcumjana (dz. 1908. g.) pētījumi par zvaig�ņu asociācijām. Viņ� atklāja, ka karstās mil�u zvaigznes, kas telpa izvietoju�ās grupās, nevar ilgi pastāvēt vienkopus. �ādās zvaig�ņu grupās locekļi atrodas vēl daudz tālāk cits no cita nekā parastās zvaigznes Saules apkārtnē, un tāpēc savstarpējais gravitācijas spēks tās nevar noturēt vienkopus. Galaktikas centra pievilk�anas spēka dēļ �īm grupām, ko pēc Ambarcumjana ieteikuma sauc par zvaig�ņu asociācijām, apmēram 10 miljonos gadu ir jāizirst. Tātad tās asociācijas, kas vel novērojamas, ir radu�as pirms mazāk nekā 10 miljoniem gadu. Raksturīgi, ka karstās baltās zvaigznes atrodamas vienīgi asociācijās. Aprēķini rāda, ka pilnīgi izslēgta iespēja zvaigznēm sanākt kopā un apvienoties tādā asociācija. Tādēļ var dro�i secināt: 1) karstās mil�u zvaigznes ir radu�ās asociācijās tin 2) �o zvaig�ņu vecums ir mazāks par 10 miljoniem gadu.

V. Ambarcumjans deva vēl vienu pierādījumu, ka karstās zvaigznes ir jaunas. �īs zvaigznes at�ķirībā no citām ietilpst tādās vairākkārtīgās zvaigznēs, kuru komponentes nevar ilgi pastāvēt vienkopus. Tādas vairākkārtīgas zvaigznes raksturīgas ar to, ka attālumi starp visām komponentēm ir gandrīz vienādi. Raksturīgs piemērs ir �etrkārtīgā zvaigzne Oriona miglājā, ko sauc par Oriona trapeci. Tāpēc visas vairākkārtīgās zvaigznes ar līdzīgiem starp-komponentu attālumiem sauc par Trapeces tipa sistēmām.

Parastajās vairākkārtīgajās zvaigznēs attālumi starp komponentēm vienmēr ir ļoti da�ādi. Bie�i sastopamas �etrkārtīgas zvaigznes, kur divi tuvie zvaig�ņu pāri atrodas ļoti tālu viens no otra, kā, piemēram, Liras e (sk. 38. Ipp.). �ādā sistēmā viena pāra komponentu savstarpējo kustību tikpat kā neietekmē otrā pāra pievilk�anas spēks, tāpēc sistēma ir stabila.

Turpretī Trapeces tipa sistēmā jebkuras komponentes iespaids ir svarīgs. Pietiek kādai komponentei pienākt mazliet par tuvu pie citas, lai tas iespaids kļūtu lielāks par pārējo komponentu iespaidu. Tāda gadījuma vienas zvaigznes kustības enerģija var tiktāl pieaugt uz otras zvaigznes rēķina, ka tā aizies prom no sistēmas. Saskaņā ar aprēķiniem �ādas sistēmas daļējai sair�anai vajag vidēji divus līdz 72

trīs miljonus gadu. Tātad vecums tām zvaigznēm, kas ietilpst Trape�u tipa sistēmās, ir mazāks par �o laika posmu. Trape�u tipa sistēmas parasti atrodas asociācijās..Tas rāda, ka zvaigznes rodas �ādu vairākkārtīgu sistēmu veidā.

Interesējoties par to, kur rodas zvaig�ņu starojumam vajadzīgā enerģija, mēs nonācām pie secinājuma, ka ir da�āda vecuma zvaigznes. Tagad neviens astronoms vairs ne�aubās, ka zvaigznes rodas ari mūsu dienās. Turpretī vēl pirms diviem gadu desmitiem valdīja uzskats, ka visas mu�u sistēmas zvaigznes radu�ās vienā laikā, veidojoties Galaktikai. Sakarā ar to, ka noskaidrojās jautājums par zvaig�ņu enerģijas avotiem, radās ari dro�s pamats zvaig�ņu attīstības pētījumiem. Tas tāpēc, ka zvaigznēs atbrīvotā enerģija nosaka ne tikai spīdekļa dzīves laiku, bet an tā īpa�ību maiņu laika gaitā. Zvaig�ņu attīstības pētījumu mērķis ir noskaidrot, kā ar laiku izmainīsies to zvaig�ņu īpa�ības, kuras mēs novērojam un pazīstam. Skaidrs, ka tikai tad varēsim pilnīgi izprast debess objektus, ja pētīsim tos izmaiņu un attīstības gaitā.

Ar zvaig�ņu attīstības pētījumiem ir cie�i saistīts jautājums par zvaig�ņu ra�anos. Pirms radās tāds debess ķermenis, ko mēs saucam par zvaigzni, attiecīgā matērija pastāvēja kādā citā formā. Zvaig�ņu ra�anas jautājums tāpēc ir saistīts ar pirmzvaig�ņu formu attīstību. Kā turpmāk redzēsim, zvaig�ņu izcel�anās pētījumi vel nestāv uz tik dro�iem pamatiem kā viņu attīstības mācība.

Lai izprastu, kādas grūtības jāpārvar, pētot zvaig�ņu dzīves gaitu, jāņem vērā savdabīgie apstākļi, kādos atrodas debess ķermeņu pētniecība. Nav nekādu iespēju izsekot kādas atsevi�ķas zvaigznes attīstībai. Zvaigznes mū�s ir neaptverami gar�, pat, ja salīdzinām ar visas cilvēces līdz�inējo eksistences laiku, nemaz nerunājot par tiem da�iem gadu desmitiem, kop� ta pievērsusies zvaig�ņu attīstības pētī�anai. Jālieto citi paņēmieni. Mēs redzējām, cik liela ir zvaig�ņu da�ādība. Kā te noteikt, kuras zvaigznes ir jaunākas, kuras vecākas? Vai baltie mil�i nākotnē, pārvērtīsies par sarkaniem punduriem, vai ari otrādi � sarkanie, punduri par baltiem mil�iem? Vai varbūt �īs zvaigznes ir pilnīgi at�ķirīgas sugas zvaig�ņu pasaule, un neviena no abām nevar atkārtot otras attīstības gaitu? Zinātne te atrodas tāda stāvokli, kādā būtu dabas pētnieks no citas planētas, kas ieguvis kinofilmu komplektu ar da�u sekun�u ilgiem nesistematizētiem kadriem par Zemes augu vai dzīvnieku valsti. Sados apstākļos nebūtu nekāds brīnums, ja tāds iedomāts pētnieks sākumā izvirzītu hipotēzi, ka sivēns ar laiku izaug par ziloni vai arī ka tīģeris ir mājas kaķis savas jaunības dienās. Turpinādams sava komplekta kinokadru studijas, viņ� dro�i vien vēlāk atklātu pārsteidzīgā slēdziena aplamību.

Parasti tada spekulatīva, nepietiekami pamatota hipotēzē arī astronomija agri vai vēlu nonāk zinātnes arhīvā. Tā tas bija ar gadsimta sakuma dzimu�o hipotēzi, ka baltās milzu zvaigznes attīstības gaitā iziet visas Herc�prunga�Resela diagramas galvenās secības stadijas, it ka slīdot pa �o diagramas zaru uz leju un klustot par sarkano punduri. Sī hipotēze bija nolemta iznīcībai, tāpēc ka toreiz vēl nebija savakti vajadzīgi novērojumi un nebija zināmi tie fizikas likumi, kas nosaka zvaig�ņu attīstību, uz kuriem jābalstās ikvienai teorijai.

Lai gan pasaules telpā valda laboratorijās vēl neatdarināmi apstākļi, tomēr, pateicoties fizikas likumiem, kuri nezaudē spēku ari kosmiskajā telpā, ir iespējams vairāk vai mazāk precīzi paredzēt, kā pārveidosies zvaigznes tajas notieko�o procesu rezultātā.

Zvaig�ņu masu, temperatūru, starjaudu lielā da�ādība kļuva acīm redzama jau gadsimtu mija. Pirmais mēģinājums sakārtot zvaigznes to vecuma secība bija zvaig�ņu iedalī�ana pēc to spektra �agrajās� un �vēlajās� zvaigznēs. Sie apzīmējumi, kaut arī tie neatbilst sākotnēji paredzētai nozīmei, ka redzams, ir saglabāju�ies un iegāju�i astronomu valodā. 1899. g. angļu astrofiziķis N. Lokjērs (N. Lockyer, 1836.�1920.) norādīja, ka zvaigznei ir jābūt viskārstākā! tās attīstības vidus posmā, bet sarkana, auksta tā ir sava mū�a sākuma un beigu stadijās. Kad Herc�prungs un Resels atklāja sarkano zvaig�ņu divējādus tipus, tie mēģināja �o laktu saistīt ar Lok-jēra ideju. Resets iedomājas, ka sarkanie mil�i varētu būt zvaig�ņu attīstības sakuma fāze. Tad, zvaigznei saraujoties, la kļūst karstāka un zināma vecumā sasniedz visaugstāko temperatūru. Tālāk zvaigznei atdziestot, ta, pa galveno secību izejot, no karstas baltās zvaigznes pārvēr�as par sarkano punduri. Kā jau pieminēts, �ada hipotēzē nebija dzīvotspējīga, jo galīgi neskaidrs tad bija jautājums par zvaig�ņu enerģijas avotiem.

Ir pamats pieņemt, ka zvaigznes rodas no izkliedētās starpzvaig�ņu vides, tai kondensējoties par samērā blīvu mākoni. Gravitācijas del �ī mākoņu masa pamazām saraujas un sablīvējas, pie kam pieaug tās temperatūra. Ārējo slāņu temperatūrai sasniedzot pāris tūksto�u grādu, tādu ķermeni jau varētu sākt novērot optiski kā ļoti sarkanu zvaigzni. Temperatūrai sarau�anās dēļ arvien turpinot augt, pienāks tads brīdis, ka tā jaunrado�ās zvaigznes centrā sasniegs vajadzīgos 10 miljonus grādu, lai varētu sākties kodolu reakcijas, kas ūdeņradi pārvēr� hēlijā. Zvaigznes kodola atbrīvotā enerģija palielinās spiedienu, kas savukārt darbosies pretī gravitācijas spēkam, un zvaigzne izbeigs sarau�anos.

Sarau�anās laiks ir atkarīgs no sākotnējā kondensētā mākoņa masas, kas, domājams, ir līdzīga jaunrado�ās zvaigznes masai. Jo lielāka ir masa, jo straujāk notiek tās sarau�anas un agrāk sāk darboties kodolreakcijas. Zvaigznei veidojoties sarau�anās procesā, gan tās virsas temperatūra, gan starjauda pakāpeniski pieaugs. Attēlojot zvaig�ņu attīstības pirmo fāzi Uerc�prunga�Resela diagramā ar punktiem, iegūsim līkni, kas raksturo zvaigznes attīstības

gaitu (34. att.). Zvaigzne it kā virzīsies diagramā pa kreisi uz aug�u no labās malas līdz tam laikam, kad sāks darboties kodolreakcijas. �ai laikā tā jau būs nonākusi pie galvenās secības. Kurā vietā uz �ī diagramas zara viņa nonākusi, tas atkarīgs no zvaigznes masas. Jo lielāka masa, jo augstāka virsas temperatūra un lielākā starjauda, kā jau pārliecinājā-itiies no novērojumu datiem par galvenās secības zvaigznēm.

Nonākusi uz galvenās secības, zvaigzne nostabilizējas. Sākas attīstības otrais posms, kura laika zvaigznes īpa�ības tikpat kā nemainās, kamēr notiek ūdeņra�a pārstrādā�anas process. Ūdeņradim pakāpeniski pārveidojoties par hēliju, izmainās zvaigznes centrālās daļas ķīmiskais sastāvs. Izrādās, ka vielas sajauk�anas notiek tikai kodolā, tāpēc arī tikai te mainīsies ķīmiskais sastāvs. Ārpus kodola saglabāsies sākotnējais ķīmiskais sastāvs. Kodola atbrīvoto enerģiju starojums pārnes uz zvaigznes arējiem slā-

ņiem, un tā atstāj zvaigzni gaismas un citu elektromagnētisko viļņu veida.

Līdz ar hēlija sastāva pieaug�anu centrā pieaug zvaigznes kodola molekulsvars un gāze kļūst it kā smagāka. Tāpēc kodols nedaudz saraujas un pieaug tā temperatūra. Ceļoties temperatūrai kodolā, paātrinās ūdeņra�a �deg�ana�, vairāk atbrīvojas enerģija un pieaug zvaigznes starjauda. Tomēr �īs izmaiņas ir niecīgas un zvaigzne vēl arvien atrodas uz galvenās secības.

Pēc zināma laika gandrīz viss ūdeņradis zvaigznes kodolā būs iztērēts. Tad reakcija centrālajā daļā palēnināsies un zvaigznes kodols sarausies. Līdz ar to pieaugs kodola un apkārtējo slāņu temperatūra. Tagad reakcija sāksies slānī ap kodolu, kur ir pietiekami daudz ūdeņra�a. Savukārt ūdeņradim izsīkstot �ai slānī, sāksies ūdeņra�a deg�ana tālākā slānī. Kodols, kurā vairs enerģija neatbrīvojas, turpina sarauties un tā temperatūra ceļas. Temperatūras aug�anas sekas ir zvaigznes ārējās daļas izple�anās un tās starjaudas palielinā�anās. Tā pakāpeniski zvaigzne no sākuma lēni, bet tad arvien straujāk no galvenās secības Herc�prunga�Resela diagramā pārvietojas pa labi uz aug�u un kļūst par sarkano milzi. �ī pārie�ana no galvenās secības uz sarkano mil�u apgabalu ir tre�ais posms zvaigznes dzīvē.

Cik ilgi turpinās apskatītie trīs posmi? Kā jau minējām, attīstības laiks atkarīgs no zvaigznes masas. Jo lielāka masa, jo straujāk �dzīvo� zvaigzne. G. Herbigs (G. Herbig) dod �ādus laikus pirmajiem diviem attīstības posmiem da�ādām zvaigznēm.

6. tabula

Otra attīstības posma ilgums ir loti neskaidrs, tomēr ir zināms, ka tas ilgst 100 vai 1000 rei�u ilgāk par pirmo posmu.

Ziņas par tre�ā attīstības posma ilgumu ir vēl nedro�ākas. Domājams, ka tas ir īsāks par otro posmu, bet daudz lielāks par pirmo.

Ka tālāk attīstās sarkanie mil�i? Tas vēl ir pavisam neskaidrs. Novērojumi rāda, ka attīstības cels ilerc�prtmga�-Resela diagramā tālāk varētu turpināties pa kreisi, �ķērsojot galveno secību un tad strauji ejot uz leju cauri novu un planetāro miglāju kodolu apgabaliem uz baltajiem punduriem. Sājā attīstības posmā norit citas kodolreakcijas, kurās hēlijs pārvēr�as par oglekli un tālāk par skabekli. �āda reakcija sākas tad, kad zvaigznes centra temperatūra sasniedz 100�140 miljonus grādu. Tālākajā posmā, iespējams, notiek zvaigznes retinātās atmosfēras nome�ana ka novā vai ka planetarā miglāja kodola, un zvaigzne kļūst par balto punduri, kam nav vairs enerģijas avotu. Ta sastāv no hēlija un citiem smagākiem elementiem, ūdeņradis palicis vairs tik ārējā slānī. Temperatūra zvaigznes iek�ienē ir ļoti augsta. Zvaigzne atdziest lēni, jo tās starjauda ir ļoti maza. Apmēram 8 miljardu gadu laikā tās virsas temperatūra nokrīt līdz 4000 grādiem un tā kļūst par sarkanu �balto punduri�, kādi pēdējā laikā patie�ām atrasti.

Apskatīto zvaig�ņu attīstības gaitu tikai tad varēs atzīt par atbilsto�u īstenībai, ja tā saskanēs ar zvaig�ņu pasaulē novērojamām īpatnībām un spēs tās izskaidrot. Tāpēc pievērsīsimies da�iem tādiem astronomiskajos novērojumos gūtiem faktiem, kas apstiprina minēto uzskatu par zvaig�ņu attīstības gaitu.

Kā redzējām, zvaigznes attīstības gaitu nosaka tas, kada ir zvaigznes sākotnējā masa un tās ķīmiskais sastāvs. Tas nozīme, ka zvaigznes īpa�ības kādā momentā nosaka �ie divi lielumi un zvaigznes vecums. Kā jau konstatējām, starp zvaigznēm, kas atrodas Saules apkārtnē, ir da�āda vecuma pārstāvji: gan galvenās secības zvaigznes, gan mil�i, gan baltie punduri. Iegūt kaut kādus norādījumus par zvaig�ņu attīstības gaitu, pamatojoties uz Saules apkārl-nes zvaig�ņu īpa�ībām, ir ļoti grūti, jo variē visi noteicēji lielumi: masa, ķīmiskais sastāvs, vecums. Ja izdotos izlasīt vienādā vecuma un sastāva zvaigznes, uzdevums kļūtu stipri vienkār�āks: varētu apgalvot, ka �o zvaig�ņu īpa�ības at�ķiras tikai tāpēc, ka sākotnējā masa tām bijusi at�ķirīga. Kā atrast viena vecuma un sastāva zvaigznes? Tās ir zvaigznes, kas radu�ās vienlaicīgi un no viena pirmzvaig�ņu vielas mākoņu kompleksa. Tātad tās varētu būt radu�ās kopīgi un ierobe�otā telpas apgabalā. Ja �īs zvaigznes vēl tagad turas vienkopus, tad viņu sameklē�ana nesagādā lielas grūtības. Tādas zvaigznes ir atrodamas zvaig�ņu kopās.

Zvaig�ņu kopas ir telpiskas zvaig�ņu grupas, ko saista savstarpējs pievilk�anas spēks. At�ķirībā no asociācijām kopās zvaig�ņu savstarpējie attālumi ir daudz mazāki. Tāpat kā zvaig�ņu asociācijas, arī zvaig�ņu kopas nevar rasties, apvienojoties atsevi�ķām zvaigznēm. Kopas locekļi katrā ziņā ir kopīgi radu�ies un, domājams, arī aptuveni vienā laika.

Visiem pazīstamais Sietiņ� jeb Plejādes ir viena no vaļējam jeb galaktiskām zvaig�ņu kopām (sk. 29. att.). Vismaz 130 zvaig�ņu te saista kopa gravitācijas spēks. Ir pamats domāt, ka Sietiņa kopas locekļiem ir vienāds vecums un sakumā bijis arī vienāds ķīmiskais sastāvs. Sietiņa zvaigznes tātad sakumā at�ķīru�ās tikai ar masu. Interesanti palūkoties, kādas tagad ir �o zvaig�ņu īpa�ības: To visērtāk izdarīt, uzzīmējot Herc�prunga�Resela diagramu kopas zvaigznēm. Tā redzama 35. attēla. Salīdzināsim �o diagramu ar Saulei tuvo zvaig�ņu Herc�prunga� Resela diagramu (skat. 18. att.). Vispirms varam konstatēt, ka Sietiņā ir galvenās secības zvaigznes, pie tam vairāk ir zilo jaudīgo zvaig�ņu, salīdzinot ar Saules apkārtni. Sietiņa diagramā punkti guļ �aura, gandrīz līnijveida joslā, sakarība starp spektru (jeb krāsas indeksu) un starjaudu ir asi izteikta. Tas tāpēc, ka �o zvaig�ņu īpa�ības at�ķiras tikai sākotnējās

masas dēļ. Vēl viena svarīga pazīme, ka zvaigznei ar vislielāko starjāudu absolūtais lielums ir �2,5 un krāsas indekss В�V �� 0,1. Tā ir samērā karsta un jaudīga zvaigzne, un mēs jau zinām, ka �āda tipa zvaigznes ir visai jaunas � ap 20 miljonu gadu. Tā kā Sietiņa zvaigznes radu�ās kopīgi, tad arī pārējiem kopas locekļiem ir līdzīgs vecums.

36. attēlā ir līdzīga diagrama citai galaktiskai kopai, kas pazīstama ar nosaukumu Perseja h un /. Te galvenajā secībā ir vēl kārstākās un jaudīgākas zvaigznes nekā Sietiņā: absolūtais lielums pat �7, krāsas indekss В�V = �0,4. Sīs zvaigznes ir vēl jaunākas nekā Sietiņa locekļi � ap 1 miljonu gadu. Raksturīgi, ka galvenās secības spo�ākās zvaigznes novirzīju�ās pa labi, tas saskan ar aprakstīto zvaig�ņu attīstības gaitu. Diagramas labajā aug�ējā stūri pārstāvētas aukstās sarkanās pārmilzu zvaigznes. Tās ir kopas zvaigznes, kam sākotnēji bijusi vis-

lielāka masa un kas paspēju�as attīstīties tik tālu, ka no galvenās secības pārgāju�as sarkano mil�u apgabalā.

Līdzīgas diagramas ir sastādītas daudzām zvaig�ņu kopām, pamatojoties uz precīziem fotoelektriski noteiktiem zvaig�ņu spo�umiem un krāsas indeksiem.

37. attēla parādīta apvienota shematiska diagrama vairākām zvaig�ņu kopām. Punktu joslas vietā te labākas uzskatāmības dēļ ievilktas nepārtrauktas līnijas. Te sastopam jau aprakstītās kopas Perseja h un X , Sietiņu, bez tam NGC 2362, M41, Mil, Bere-nikes Matu kopas, Hiādes, Sili (Pracsepe), NGC 752 un M67. Visām kopām galveno secību apak�ējie gali, kas pārstāv Saulei līdzīgos un mazākos dzeltenos un sarkanos pundurus, sakrīt. Turpretī aug�ējie gali secībām loti at�ķirīgi, tie it kā noliekti pa labi no aplie-cējas līnijas.� Pēdējā attēlo nulles vecuma jeb sākotnējo galveno secību, uz kuras atrodas tikko dzimu�ās zvaigznes, t. L, tās, kurās nupat sākusies ūdeņra�a deg�ana. Jo jaudīgāka un masīvāka ir zvaigzne, jo drīzāk tā aiziet no galvenās secības, vājākās un vieglākās zvaigznēs ūdeņradis deg lēnāk un zvaigznes ilgāk paliek uz galvenās secības. Zvaig�ņu kopas galvenās secības aug�ējais gals ir kā robe�punkts;

zvaigznes, kas spo�ākas par robe�punktam atbilsto�o spo�umu, jau ir aizgāju�as no galvenās secības, vājākās vēl nē. Tātad �is robe�punkts raksturo kopas zvaig�ņu vecumu. Vecums ir aprēķināts teorētiski, un to var nolasīt uz skalas diagramas labajā pusē,

velkot horizontālu līniju no galvenās secības augs gala. Tā atrodam, ka kopas NGC 2362 vecums ir 1 miljons gadu, bet kopas NGC 752 vecums tūksto�reiz lielāks. Pēdējā kopā visas zvaigznes, kas spo zākas par absolūto lielumu +2, jau atstāju�as gal veno secību. Vēl vecāka ir kopa M67 � pieci mil jardi gadu.

Sevi�ķi jaunās zvaig�ņu kopās mazāk masīvās zvaigznes vēl var atrasties pa�ā pirmajā attīstības stadijā � sarau�anās procesā. Tādas zvaigznes Herc�prunga�Resela diagramā atrodas pa labi no nulles galvenās secības, kā redzams Oriona kopas

diagramā (38. att.). Sajās zvaigznēs ūdeņra�a deg�ana vēl nav sākusies. Līdzīgas Herc�prunga�Resela diagramas ir atrastas vēl da�ām zvaig�ņu kopām.

Līdz �im apskatījām galaktisko zvaig�ņu kopu diagramas. Pilnīgi at�ķirīgas Herc�prunga�Resela diagramas ir lodveida zvaig�ņu kopām. Lodveida kopas М3 diagrams parādīta 40. attēlā. Uz vertikālās skalas te ir redzamais lielums (V), nevis absolūtais kā iepriek�ējos attēlos. Lodveida kopas diagramas apak�ējā daļa atgādina vecās galaktiskās kopas M67 diagramu. Pa�ā apak�ā pa kreisi uz aug�u ejo�ais zars ir galvenās secības daļa. Tālāk tas pagrie�as pa labi uz sarkano mil�u apgabalu kā kopā M67. Shematiski kopas М3 diagrama iezīmēta arī 37. attēlā. Te skaidri redzams, ka sarkano mil�u zars lodveida

kopai pēc formas gan līdzīgs, bet nesakrīt ar kopas M67 attiecīgo secību. Ir pamats domāt, ka kopa М3 ir vismaz tikpat veca kā kopa M67, bet tās at�ķiras zvaig�ņu ķīmiskā sastāva ziņā.

VIELAS APMAIŅA STARP ZVAIGZNĒM UN STARPZVAIG�ŅU VIDI

Apskatītajā zvaig�ņu attīstības gaitā pieņemts, ka zvaigznes masa ar vecumu praktiski nemainās. Tomēr ir iespējama vielas apmaiņa starp zvaigzni un starpzvaig�ņu vidi, kurai tā iet cauri.

Masas pieaug�anu aplūko t. s. akrēcijas teorija. Izrādās, ka zvaigznes masas pieaug�ana, pievienojot tai starpzvaig�ņu mākoņu vielu, var notikt tad, kad zvaigzne attiecībā pret mākoni kustas ļoti lēni. īstenībā ātrumā at�ķirības gandrīz vienmēr ir daudz lielākas. Tāpēc akrēcija, domājams, ir ļoti reti sastopama parādība.

Turpretī ievērojami masas zudumi, nometot ārējo slāni, zināmā attīstības fāzē notiek vairākiem zvaig�ņu tipiem. Tomēr tas neattiecas uz galvenās secības fāzi, vismaz vairumam zvaig�ņu. Piemēram, Saulei pa�reizējais masas zudums ir pilnīgi neievērojams, tāpat citām galvenās secības zvaigznēm, izņemot ļoti masīvās 6 un В spektra tipa zvaigznes. Spektroskopiski mērījumi liecina par ievērojama daudzumu masas izme�anu �iem atsevi�ķiem objektiem.

Sarkano mil�u fāzē masas izme�anai var būt manāma nozīme to tālākajā evolūcijā. Patie�ām, novēro-

jumi liecina par vielas aizplū�anu no sarkanām mil�u zvaigznēm.

Vispār Zvaigznes pārnes vielu uz starpzvaig�ņu vidi divējādi: 1) katastrofiskās eksplozijas un 2) nepārtrauktā vielas izplū�ana (korpuskulāra emisija). Pirmais veids novērojams supernovas un novās, pla-netāros miglājos un da�u citu tipu zvaigznēs. Nepārtraukta vielas izplū�ana notiek Volfa-Raijē zvaigznēs, sarkanos mil�os, pārmil�os, atsevi�ķās agrā tipa zvaigznēs, ātri rotējo�ās un cie�ās dubultzvaigznes.

Zvaigznei.. raksturīga ijr enerģijas izdalī�ana � spīdē�ana. Tāpēc par zvaigzni saucam attiecīgo debess ķermeni, sākot no brī�a, kad tas sāk izstarot enerģiju. Bet kādas bija īpa�ības tam ķermenim � pirmzvaigznei, no kā izveidojās zvaigznes. Mēs zinām, ka bez zvaigznēm vel pastāv izkliedētā viela miglāju un starpzvaig�ņu vides veidā. Citas kosmisko ķermeņu formas līdz �im nav izdevies atklāt. Tas tomēr nenozīmē, ka nepastāv arī cita veida debess ķermeņi. Iespējams, ka viņi nedod nekādas ziņas par savu eksistenci vai arī mēs vēl neprotam tādas vēstis uztvert un at�ifrēt. Tāpēc dabiski ir iedomāties, ka zvaigznes pirmsākums meklējams retinātajā starpzvaig�ņu vidē. Ne velti, jau pēc Laplasa (Pierre Simon Laplace, 1749.�1827.) hipotēzēs, zvaigzne veidojas no miglājā. Kaut arī �odien nevar dro�i pateikt, kā zvaigznes veidojas, tomēr, salīdzinot ar Laplasa laikiem, astronomiskie novērojumi dod nesalīdzināmi bagātāku materiālu. Apskatīsim svarīgākos novērojumus, kas var palīdzēt atrisināt zvaig�ņu veido�anās jautājumu.

Uz gai�o miglāju fona var atrast daudzus mazus, apaļus, blīvus miglājus jeb globulas (41. att.). Sevi�ķi daudz to ir Rozetes miglājā Vienrad�a zvaigznājā. Amerikāņu astronoms B. Boks (Bārt J. Bok) vērsa vispārīgu uzmanību uz �iem objektiem, norādot, ka tās var būt pirmzvaigznes, kas veidojas, 86

koncentrējoties starpzvaig�ņu putekļiem. Viņ� novērtēja �ādas da�u globulu īpa�ības.

Domājams, ka �īs globulas vel arvien aug uz apkārtējās vides rēķina, pievilk�anas spēka dēļ.

Herbiga�Haro objekti ir niecīgi gai�i mezgli emisijas miglājos tajos debess apgabalos, kuros tiek spēcīgi absorbēta zvaig�ņu gaisma. Daudz �ādu objektu ir Oriona miglājā. Tiem ir zināms sakars ar T Tauri zvaigznēm, kuras, kā zināms, ir vēl sarau�anās stadijā. Pēc V. Ambarcumjana domām, Her-biga�Наго objekti varētu būt T Tauri zvaig�ņu attīstības agrāka stadija.

Interesantu novērojumu guvis G. Herbigs. Her-biga�Наго objekta fotogrāfijā Oriona miglājā, kasuz-

ņemta 1954. gadā, rāda divus zvaig�ņveida kodolus, kas nav atrodami 1946. un 1947. gada fotogrāfijās (42. att.). Varbūt te atklāta zvaig�ņu dzim�ana? Tomēr grūti izskaidrot, kā 7 gados tik strauji varēja palielināties protozvaig�ņu starjauda. To vismaz nevar izskaidrot ar gravitācijas sarau�anās efektu.

Akadēmiķis V. Fesenkovs ar līdzstrādniekiem (Alma-Ata) atklājis zvaig�ņu ķēdītes, kur, iespējams, notiek zvaig�ņu veido�anās. Tādas ķēdītes atrastas Tīkla miglājā Gulbja zvaigznājā un vairākos citos (43. att.). Uz miglāja �ķiedras pavediena it kā pērles uzvērtas zvaigznes. Atsevi�ķu zvaig�ņu attālums ķēdītē ir ap 0,1 parseku. �āda ķēdīte nevar pastāvēt ilgi, jo Galaktikas gravitācijas spēks ātri izjauks tādu sakārtojumu. Tas rāda, ka �ie veidojumi ir ļoti jauni.

Pa�laik valdo�ais uzskats ir, ka zvaigznes veidojas no aukstas gāzu un putekļu vides. Tā ka starp pēdējo un zvaigznēm blīvumu at�ķirība ir ļoti liela, procesam jasākas no vielas koncentrācijas. E. Rus-kola (Maskavā) aprēķinājusi, ka tāds veidojums kā globula, kurai masa vairākas reizes pārsniedz Saules masu, tikai tai gadījuma sāks sarauties sava smaguma iespaidā, ja tās blīvums sākumā pārsniegs 10~1&& g/cm3 jeb 10 000 atomu vienā cm3. Tā kā pat miglājos blīvums ir daudz mazāks, jāizskaidro, kā globulas var sasniegt- �ādu blīvumu. Viens no speķiem te var būt gaismas spiediens, bet tas darbojas

pārāk lēni. Citu iespēju atradis A. Ļebedinskis (Mas kavā).

Ja globula atrodas jonizētā gāzē, kur lielās tempo ratūras dēļ arī spiediens ir liels, salīdzinot ar glo-bulas iek�ējo spiedienu, tad spiediena spēks var saspiest globulu līdz diezgan lielam blīvumam.

Teoriju par zvaig�ņu ra�anos starpzvaig�ņu vides un karstas zvaigznes jonizējo�ā starojuma iespaida izveidoju�i L. Birmans (L. Biermann), A. Sliters (A. Schluter), J. Orts (J. H. Oort) un L. Spitcers (L. Spitzer). Pēc �īs teorijas ir nepiecie�ams, lai sakumā būtu karsta O-tipa zvaigzne, kas saistīta ar lielu starpzvaig�ņu mākoņu kompleksu.

Pieņem, ka piepe�i rodas �ī О zvaigzne mākoņa vidū, kas, protams, ir vienkār�ojums. Jaundzimu�ā zvaigzne sāk jonizēt ūdeņradi tās apkārtnē. Jonizētajā apgabalā t. s. Hll sfēra temperatūra sasniedz 10 000 grādu, ārējā nejonizētā ūdeņra�a apgabalā tā ir tikai ap 100�. Tāpēc arī spiediens jonizētā sfērā ir lielāks un karstā iek�ējā masa izpletīsies, saspie�ot apkārtējo auksto masu pie jonizācijas sfēras robe�as. Hll sfēras gāzes blīvums samazināsies, tāpēc centrālas zvaigznes radiācija varēs iespiesties arvien dziļāk mākoni un jonizēt jaunus gāzes slāņus, kas arī izpletīsies un turpinās dzīt uz priek�u apkārtējos aukstas gazes slāņus. Izple�anās gaita nebūs visur un visu laiku vienmērīga, jo blīvums da�ādās vietās ir da�āds. Blīvākās vietās jonizācija notiek lēnāk, tāpēc jonizācijas zona izple�oties apiet �os apgabalus un izveidojas ķīļiem līdzīgi tum�ie ieslēgumi, ko sauc par ziloņu snuķiem (44. att.). Apkārtējās gai�ās masas spie� uz snuķi no sāniem, tāpēc tas kļūst blīvāks un sadalās globulās. Karstā gāze spēj globulas saspiest diezgan ātri. Kad globulu blīvums palielināsies simtiem rei�u, tad spiedieni līdzsvarosies. Globulas tālāku sarau�anos sekmē divi apstākļi. Pirmkārt, globulas iek�ējā daļa, kur nenokļūst zvaig�ņu gaisma, atdziest, jo garo viļņu starojums, kas nāk no aukstās gāzes un putekļiem, var brīvi iziet laukā. Otrkārt, jonizējoties blīvai gāzei globulas virsējā kārta, rodas tikpat blīva, bet karsta gāze, kur spiediens ir ievērojami liels. Un jo vairāk saspiesta globula, jo

lielāks ir blīvums karstai gāzei, kas aizplūst no globulas, un globulas saspie�anās var turpināties. Beidzot globula sasniegs tādu blīvumu, ka tās gravitācija kļūst tik liela, ka spēs to saspiest vēl vairāk. Kad tā kļūs necaurspīdīga ari garo viļņu starojumam, sāks palielināties iek�ējā temperatūra, līdz kamēr sāks darboties kodolreakcijas, par kurām jau bija runa iepriek�. Tad iestāsies līdzsvars, kvēlojo�o gāzu spiediens no iek�ienes būs tik liels, ka sarau�anās izbeigsies un globula būs kļuvusi par zvaigzni. Ja globulas masa vairāk nekā 10 reizes pārsniedz Saules masu, tad izveidotā zvaigzne kļūs par balto milzi. Sīs jaunās zvaigznes savukārt varēs jonizēt gāzi, jonizācijas zona izplatīsies vēl tālāk un izveidosies atkal jaunas karstās zvaigznes.

Viena daļa no aukstās saspiestas gāzes masas joni zesies un kļūs par emisijas miglāju. Nejonizēta gāze, kas ietver HII zonu, tiek paātrināta it kā raķete, jo no tās, virzienā uz centrālo zvaigzni, pakāpeniski aizplūst jonizētā gāzes daļa, un tā iegūst ātrumu 15� 20 km/sek. Tāpēc izveidotās zvaigznes un miglāji saglabā �o ātrumu un dodas prom no centra. Tā var izskaidrot asociāciju izple�anos un emisijas miglāju izklī�anu.

Sī hipotēze izskaidro, kāpēc .starpzvaig�ņu vides mākoņiem piemīt kustība, lai gan tie enerģiju zaudē, savstarpējās sadursmēs. Sablīvētā neitrālā gāze, kas ietver HII apgabalus, arī iegūst ātrumu ap 15�■ 20 km/sek un sa�ķeļoties un izple�oties izveido starpzvaig�ņu mākoņus. Sākumā tie kustas ātri un, saduroties ar citiem, atdod tiem savu enerģiju, mākoņu ātrums samazinās un beidzot tie izklīst. Tomēr daļa no tiem var atkal saplūst kopā, izveidojot lielus mākoņu kompleksus.

Apskatītā hipotēzē izskaidro daudzas asociāciju un starpzvaig�ņu vides īpa�ības, tomēr da�i fakti ir pretrunā tai. Piemēram, saskaņā ar minēto, zvaigznes veidojas НИ sfēru malā, turpretī Oriona miglāja asociācijas jaunās zvaigznes atrodas jonizētā ūdeņra�a apgabala iek�pusē. Bez tam Trapeces tipa zvaigznes, kuras ir visjaunākās, atrodas asociāciju centrā, nevis malā, kā to prasa apskatītā hipotēzē. Zvaig�ņu veido�anās process nav tik vienkār�s.

Ambarcumjans uzskata, ka, nodarbojoties ar zvaig�ņu veido�anās izpētī�anu, pirmām kārtām jānoskaidro, vai zvaigznes veido�anās no difūzās vides ir vienīgais iespējamais mehānisms, vai varbūt pastāv citi zvaig�ņu ra�anās ceļi.

Jau formulējot ideju par zvaig�ņu asociācijām 1947. gadā, Ambarcumjans nāca ar �ādu hipotēzi: zvaig�ņu asociācijas veidojas no ķermeņiem vai to sistēmām, kuru sākotnējais tilpums ir ļoti mazs. To diametrs katrā ziņa ir mazāks par 1 parseku. Saskaņā ar �o uzskatu sākotnējie ķermeņi (pirmzvaig-znes) līdz �im laikam vai nu nav novēroti, vai ari nav identificēti ar kādu no jau zināmiem objektiem. Sis redzes viedoklis nedod nekādus norādījumus par to, ka konkrēti veidojas zvaigznes, un jautājums paliek atklāts līdz tam laikam, kad būs sīki izpētītas asociāciju izple�anās visagrākās stadijas.

Līdz ar astrospektroskopijas attīstību 19. gadsimta otrā puse sākās arī Saules un zvaig�ņu ķīmisko sastāvu kvalitatīva analizē. Salīdzinot Saules un zvaig�ņu spektrus tie�i ar laboratorijas spektru, identificēja visizplatītākos elementus un parādīja, ka Zemes un zvaig�ņu sastāvs kvalitatīvi neat�ķiras. Viens no �ī perioda interesantākajiem notikumiem ir hēlija atklā�ana uz Saules vēl tad, kad uz Zemes tas nebija atrasts. Hēlijam ir svarīga loma zvaig�ņu fizika un evolūcijā, jo tas ir ne vien kosmosā otrs visizplatītākais elements, bet arī zvaig�ņu enerģijas ra�otāju termisko kodolreakciju pārpalikums.

Tagad ir atrasti uz Saules, zvaigznēm un miglājiem gandrīz visi uz Zemes sastopamie elementi.

Visizplatītākie elementi kosmosa ir ūdeņradis un hēlijs; ūdeņradis atrodams visu zvaig�ņu spektros no viskarstākajām līdz visaukstākajām.

Lai gan visumā zvaig�ņu ķīmiskais sastāvs ir vienāds, nelielas da�u elementu daudzuma variācijas ir sastopamas. Pie zvaigznēm ar anomālu sastāvu pieder Volfa-Raijē zvaigznes un novas. Starp aukstajām zvaigznēm tādi tipi ar at�ķirīgu sastāvu ir oglekļa zvaigznes un smago metālu zvaigznes.

Oglekļa zvaigznēm pieder R un N spektra tipu zvaigznes, ko pēdēja laikā apzīmē ar tipu C. So zvaig�ņu spektros pārsvarā ir oglekļa savienojumi. Tā kā oglekļa te ir vairāk nekā skābekļa, tad viss skābeklis ir saistīts tvana gāzē (CO). Oglekļa attiecība pret skābekli variē no zvaigznes uz zvaigzni.

Smago metālu zvaigznēs ietilpst S tipa zvaigznes un t. s. bārija zvaigznes. S zvaigznes raksturīgas ar izcilam cirkonija oksīda (ZrO) joslām. S zvaig�ņu at�ķirības var izskaidrot ar smago metālu palielinātu daudzumu, salīdzinot ar M zvaigznēm.

Vispārsteidzo�ākais novērojamais fakts ir tehnēcija līnijas atklā�ana S zvaigznēs. Sī elementa pussa-bruk�anas periods nepārsniedz 300 000 gadu. Tāpēc tehnēcijam jau sen vajadzēja būt izzudu�am, ja vien tas no jauna nerodas zvaig�ņu atmosfērās. Nav novērota neviena S zvaigzne, kam nebūtu tehnēcija līniju, un ir iespējams, ka S zvaig�ņu dzīves laiks daudz neat�ķiras no tehnēcijas dzīves laika. Tehnē-cijs ir atrasts arī N zvaigznēs. Skaidrs, ka līdz ar zvaigznes attīstību, ūdeņradim pārvēr�oties hēlijā ūn citos smagākos elementos, jāizrnainās zvaigznes ķīmiskajam sastāvam.

Vai mums ir kādi tie�i spektroskopiski norādījumi, ka ūdeņra�a deg�ana patie�ām notiek zvaigznēs? �ādu jautājumu uzstāda pazīstamais amerikāņu astronoms O. Strūve. Ja analizē rezultātus, ko spek-troskopisti ir ieguvu�i par da�ādu ķīmisko elementu daudzumu zvaig�ņu atmosfēras, tad atklājas acīm redzamas nesaskaņas.

Tā kā Saule ir ap 5 miljardi gadu veca, varētu sagaidīt, ka manāma daļa no tās ūdeņra�a krājuma jau ir pārvērsta hēlijā. Tomēr, ja salīdzina elementu daudzumu Saules atmosfērā un kādā gāzu miglājā līdzīgā tam, no kāda, varbūt, ir veidojusies Saule pirms 5 miljardiem gadu, tie mērījumu precizitātes robe�ās izrādās vienādi.

So rezultātu daļēji varētu izskaidrot ar to, ka Saule kā atomreaktors darbojas lēni. Varbūt, ka �ai vecumā Sauleinav bijis pietiekami laika, lai pārvērstu ūdeņradi hēlijā. Bez tam hēlija ra�o�ana izmaina tikai Saules centrālās daļas sastāvu un konvekcijas plūsmas Saules iek�ienē ir pārak lēnas, lai hēlijs sasniegtu virspusi.

Bet arī О un В tipu zvaig�ņu atmosfēru sastāvs neat�ķiras no miglāju sastāva, lai gan �ais zvaigznēs enerģijas ra�o�ana notiek 10 000 reizes ātrāk nekā Saule un ūdeņradim tur jābūt vēl vairāk iztērētam. Jādomā, ka arī �ais zvaigznēs vielas sajauk�anās ir par niecīgu, lai hēliju izmestu zvaigznes virspusē. Tas ir pārsteidzo�i tāpēc, ka �īs ļoti jaudīgas zvaigznes ir visai nestabilas un to ārējos slāņos novērojamas spēcīgas gāzu plūsmas.

Ja sajauk�anās agro tipu galvenās secības zvaigznes patie�ām ir ļoti lēna, tad- jāapskata ķīmiskais sastāvs vecās karstās zvaigznēs, no kurām ārējie slāņi ir noņemti un palikusi vienīgi serde, kas bagātināta ar hēliju uz ūdeņra�a rēķina. Tādas zvaigznes raksturīgs piemērs ir aptumsuma maiņzvaigznes Liras p spo�ākā komponente.

No �ī B8 tipa mil�a plūst gāzu straumes uz otru komponenti un tas zaudē masu ar ātrumu 5-1022 g/sek. Ja �āds process turpinās ilgi, zvaigznes ārējiem slāņiem jābūt izkliedētiem telpā un jāatklājas hēlija saturam, kāds pastāv iek�ienē. Sīs zvaigznes kvantitatīvie spektroskopiskie mērījumi ir ļoti sare�ģīti. Tomēr tie it kā liecina par palielinātu hēlija daudzumu, salīdzinot ar normālu atsevi�ķo zvaig�ņu atmosfērām.

Arī galaktisko kopu karstie mil�i, kas jau ir mazliet novirzīju�ies no normālās galvenās secības pa iabi, neuzrāda manāmu hēlija palielinā�anos.

Tātad apskatītas zvaigznes nedod pārliecino�us norādījumus, ka tajās notiek ūdeņra�a deg�ana.

Ja pievēr�amies visvecākām zināmām Galaktikas zvaigznēm, lodveida kopu locekļiem, pārsteidz cita dīvainība. �ais zvaigznēs ir nenormāli daudz ūdeņra�a, salīdzinot ar metāliem. Sīs zvaigznes ir par aukstām, lai to spektros būtu novērojamas hēlija līnijas, tāpēc ūdeņra�a un hēlija attiecība tie�i nav nosakāma. Bet, ja ūdeņradis �o zvaig�ņu atmosfēras būtu iztērēts, tad ūdeņra�a un metālu attiecībai vajadzētu būt mazai, nevis lielai. Tā kā zinātnieki ir pārliecināti, ka zvaigznēs patie�ām notiek ūdeņra�a deg�ana, tad �o nesaskaņu izskaidro sekojo�i: sākotnējā vide, no kuras veidoju�ās lodveida kopu zvaigznes, ir bijusi daudz bagātāka ar ūdeņradi attiecībā pret metāliem nekā, piemēram, Oriona miglājs mūsu laikā.

Kā tad ir notikusi starpzvaig�ņu vielas ķīmiskā sastāva maiņa? Zvaig�ņu iek�ienē ūdeņradis pārveidojas par hēliju un citiem smagākiem elementiem. Vissmagākie elementi Var sintezēties katastrofālās zvaigznēs � supernovas, to eksplozijas laikā. Tā pakāpeniski zvaig�ņu ķīmiskā sastāvā pieaug smago elementu daudzums un samazinās ūdeņradis. Bet daļa zvaig�ņu vielas tiek izmesta un izkliedējas starpzvaig�ņu telpā.-Domājams, ka daudzas zvaigznes zināmā attīstības stadijā nomet lielu daļu savas masas, pirms tās kļūst par baltiem punduriem. Tādējādi starpzvaig�ņu vide nepārtraukti papildinās ar vielu, kas ir bagātināta ar hēliju un smagākiem elementiem.

Mēs jau zinām, ka mūsu sistēmas zvaigznes radu�ās da�ādos laikos. Galaktikas pirmās paaudzes zvaigznes, iespējams, sakuma sastāvēju�as tikai no ūdeņra�a. Turpmāko paaud�u zvaigznes veidojās no starpzvaig�ņu vides, kura jau bija vairāk hēlija un citu elementu. Vislielākā loma vielas cirkulē�anā no starpzvaig�ņu vides uz zvaigznēm un atpakaļ ir tām zvaigznēm, kurās ūdeņra�a pārveido�ana un pats zvaigznes attīstības process norit visstraujāk, proti, karstajiem mil�iem. Tie karstie mil�i, kurus tagad novērojam, radu�ies' samērā nesen, un tāpēc tajos jau pa�ā sakumā metālu bija vairāk nekā lodveida kopu zvaigznēs. Novērojumi rada, ka patie�ām da�ās jaunajās zvaigznēs (Skorpija t, Ķirzakas 10) ūdeņra�a procents ir mazāks nekā vidēja kosmiska ķīmiskā sastāvā (sk. 7. tab.). Pēc da�iem novērojumiem, smago elementu daudzums jaunas karstās zvaigznēs procentuāli 2 līdz 3 reizes lielāks nekā Saulē. Turpretī lodveida kopu zvaigznēs smago elementu sastāvs ir 10 līdz 20 reizes mazāks nekā Saulē. Tas ir netie�s norādījums, ka ūdeņradis zvaigznes pārveidojas smagākajos elementos.

Ir atrastas da�as zvaigznes, kas savā attīstībā jau aizgāju�as tik tālu, ka to atmosfērās ■ praktiski nav ūdeņra�a, bet nenormāli liels ir hēlija daudzums. Tāda zvaigzne ir, piemēram, karstais zempunduris HD 160641 (7. tabulas, pēdējā ailē). �ādas tālu evolucionēju�as karstās zvaigznes dod pirmo neapstrīdamo pierādījumu, ka ūdeņra�a deg�anas produkti ir sasniegu�i zvaigznes virsu.

Bez lodveida kopu zvaigznēm nenormāli mazs metālu daudzums konstatēts ari citu tipu zvaigznēm: zemrnil�iem, Liras RR tipa maiņzvaigznēm, liela ātrumā mil�iem. Tas liecina, ka minēto tipu zvaigznes pieder pie Galaktikas iedzīvotāju vecākās paaudzes. Raksturīgi, ka visi �ie objekti pieder, Galak-

7. tabulaSvarīgāko ķīmisko elementu daudzums debess ķermeņos

tikās sfēriskai sastāvdaļai: tie, atrodas ne vien Piena Ceļa joslā, bet arī ļoti tālu no tās, pat pieci se�i tūksto�i parseku no Galaktikas simetrijas plaknes.

Jaunās karstās zvaigznes, pārmilzi, galaktiskās zvaig�ņu kopas, kā ari starpzvaig�ņu viela turpretī atrodas �aurā joslā ap Piena Ceļu un veido Galaktikas plakano sastāvdaļu. Sie objekti vecuma ziņā ir otra galējība: tā ir visjaunākā paaudze. Citi zvaig�ņu tipi ieņem starpstāvokli gan vecuma, gan telpiskā izvietojuma ziņā.

Jaunās karstās zvaigznes, difūzie gāzu miglāji, kā arī neitrālais starpzvaig�ņu telpas ūdeņradis Piena Ceļa joslā koncentrējas Galaktikas spirāļu zaros. Tas varētu būt viens no norādījumiem, ka zvaigznes veidojas no difūzās retinātas vielas. Tomēr �is lakts neizslēdz iespēju, ka miglāji, tāpat kā zvaigznes, veidojas no kādas mums līdz �im nezināmas matērijas formas. Akadēmiķis G. Sains (Г. А. Шайн, 1892.� 1956.), kas daudzus gadus veltījis difūzo miglāju pētniecībai, secināja, ka karstās zvaigznes un difūzie emisijas miglāji veidojas kopīgi, iespējams, no aukstās gāzu un putekļu vides. Pa�reizējā zinātnes attīstības stadijā jautājumu par zvaig�ņu ra�anos galīgi atrisināt nav iespējams. Vajadzīgi novērojumi, pie tam tādu objektu novērojumi, kuri savā attīstībā stāv vistuvāk zvaig�ņu ra�anās procesam. Top arvien jauni astronomiskie teleskopi, rodas jauna novēro�anas tehnika, tāpēc nav �aubu, ka tiks atrisināta pilnīgi arī problēma par zvaig�ņu un miglāju ra�anos.

I. Teleskops atklāj zvaig�ņu pasaules ainu . . . .

Cik tālu līdz zvaigznēm? (3). Zvaig�ņu attālumu mērījumi (4). Tuvākās zvaigznes (9). Zvaig�ņu spo�ums (11). Zvaig�ņu krāsa (15). Zvaig�ņu temperatūra (18). Zvaig�ņu gaismas analizē (20). Zvaig�ņu klasifikācija (25). Cik lielas ir zvaigznes? (29). Zvaig�ņu pāri (32). Herc�prunga�Resela diagrama (40). Baltie punduri (43). Telpa starp zvaigznēm (47). Zvaig�ņu pasaules (48). Mūsu Galaktikas miglāji (50).

И. Zvaig�ņu dzīve���..

Kāpēc zvaigznes spīd? (60). Saules starojuma jauda (61). Zemes vecums (63). Atomenerģija zvaigznēs (64). Temperatūra 10 miljoni grādu (65). Ūdeņra�a �deg�ana� zvaigznēs (68). Karstie mil�i (71). Zvaig�ņu attīstības pētījumi (73). Zvaig�ņu attīstības galvenie posmi (75). Zvaig�ņu kopu locekļi (79). Vielas apmaiņa starp zvaigznēm un starpzvaig�ņu vidi (85). No kā veidojas zvaigznes? (86). Debess ķermeņu ķīmiskais sastāvs un to attīstība (93).

A. Alksnis ZVAIGZNES UN MIGLĀJI Vāku zīmējusi A. Ozoliņa Redaktore /?. Rozenberga Tchn. redaktore L. Kremera Korektore В. Kace

Nodota salik�anai 1961. g. 1. septembri. Parakstīta iespie�anai 1961. g. 18. novembri. Papīra formāts 84Х108�Лг- 6.25 iiz. iespiedi.; 3.125 uzsk. iespiedi.; 4.9 izdevn. 1. Metiens 2500 eks. JT 24597. Maksā 15 кар.

Latvijas PSR Zinātņu akadēmijas izdevniecība Rīgā. Smil�u ielā Nr. 1

Iespiesta Latvijas PSR Kultūras ministrijas Poligrāfiskās rūpniecības pārvaldes 6. tipogrāfijā Rīgā, 17. jūnija laukumā Nr. 1. Pasūt. Nr. 3141a.

523.8

[1] k� � kclvina grādi, kurus skaita no absolūtās nulles.