| 13986122 15360 8522 910 1атривать как физич. тела; стали изучаться структура 3., условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, к-рые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутр. строения 3. (наиболее важные результаты были получены нем. учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, X. Бете, англ. учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, амер. учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, сов. учёным С. А. Жевакиным). В сер. 20 в. исследования 3. приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (амер. учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, англ. учёный ф. Хойл, япон. учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах 3. (сов. учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, амер. учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голл. учёный Я. Оорт, сов. учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.).
Параметры звёзд. Осн. характеристики 3.- масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме осн. параметров, употребляются их производные: эффективная темп-ра; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере 3.; абс. звёздная величина (т. е. звёздная величина, к-рую имела бы 3. на стандартном расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звёздных величин, определённых в двух разных спектральных областях).
[921-87.jpg]
Рис.1. Сравнительные размеры звёзд-гигантов и звёзд-карликов.
Звёздный мир чрезвычайно многообразен. Нек-рые 3. в миллионы раз больше (по объёму) и ярче Солнца (звёзды-гиганты); в то же время имеется множество 3., к-рые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значит. уступают Солнцу (звёзды-карлики) (см. рис. 1). Разнообразны и светимости 3.; так, светимость 3. S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. 3. бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Ср. плотность ряда гигантских 3. в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а ср. плотность т. н. белых карликов, наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды. Массы 3. различаются меньше.
У нек-рых типов 3. блеск периодически изменяется; такие 3. наз. переменными звёздами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звёздах. При этом за неск. суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от неё отделяется газовая оболочка, к-рая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем 3. вновь сжимается до небольших размеров. Ещё большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звёзд.
Изучение спектров 3. позволяет определить химич. состав их атмосфер. 3., как и Солнце, состоят из тех же химич. элементов, что и все тела на Земле.
Табл. 1. - Наиболее яркие звёзды
Название
Видимая звёздная величина (система V)
Спектральный класс и класс светимости
Собственное движение
Параллакс
Лучевая скорость, км/сек
Тангенциальная скорость,
км/сек
Абсолютная звёздная величина (система V)
Светимость (в единицах светимости Солнца)
[921-88.jpg]
Большого Пса
- 1,46 8,5
А1 V А5
1,32"
0,375"
-8
17
+ 1,4 + 11,4
22,4 0,002
[921-89.jpg]
Киля
-0,75
FO Ib-II
0,02
0,018
+20
5
-4,4
4700
[921-90.jpg]
Волопаса
-0,05
К2 IIIp
2,28
0,090
-5
120
-0,3
107
[921-91.jpg]
Лиры
+ 0,03
АО V
0,34
0,123
-14
13
+ 0,5
51
[921-92.jpg]
Центавра
0,06 1,51
G2 V
К5
3,68
0,751
-22
23
+ 4,5 + 5,9
1,3 0,34
[921-93.jpg]
Возничего
0,08
G8 III
0,44
0,073
+ 30
29
-0,6
141
[921-94.jpg]
Ориона
0,13
В8 Iа
0,00
0,003
+24
0
-7,5
81 000
[921-95.jpg]
Малого Пса
0,37 10,8
F5 IV-V белый карлик
1,25
0,288
-3
20
+2,6 + 13,1
7,4 0,0004
[921-96.jpg]
Ориона
0,42 пер.
М2 Iab
0,03
0,005
+ 21
28
-6,1
22 400
[921-97.jpg]
Эридана
0,47
В5 IV
0,10
0,032
+ 19
15
-2,0
510
[921-98.jpg]
Центавра
0,59
В1 II
0,04
0,016
-12
11
-3,4
1860
[921-99.jpg]
Орла
0,76
А7 IV-V
0,66
0,198
-26
16
+ 2,3
9,8
[921-100.jpg]
Креста
0,79 1,3
В1 IV В1
0,04
0,008
-6
24
-4,7 -4,2
6200 3700
[921-101.jpg]
Тельца
0,86 13,6
К5 III М2 V
0,20
0,048
+54
20
-0,7 + 11,8
155 0,0015
[921-102.jpg]
Скорпиона
0,91 пер. 6,8
Ml Ia В4
0,03
0,019
-3
7
-2,7 + 3,2
980 4,1
[921-103.jpg]
Девы
0,97 пер.
В1 V
0,05
0,021
+ 1
11
-2,4
740
[921-104.jpg]
Близнецов
1,14
КО III
0,62
0,093
+ 3
32
+ 1,0
32
[921-105.jpg]
Южной Рыбы
1,l6
A3 V
0,37
0,144
+6
12
+ 2,0
13
[921-106.jpg]
Лебедя
1,25 пер.
А2 Iа
0,00
0,003
-3
0
-6,2
24 600
[921-107.jpg]
Льва
1,35 пер. 7,6 13
В7 V К2
0,24
0,039
+3
29
-0,7 + 5,6 + 11
155 0,45 0,003
В 3. преобладают водород (ок. 70% по весу) и гелий (ок. 25% ); остальные элементы (среди них наиболее обильны кислород, азот, железо, углерод, неон) встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны лишь внешние слои 3. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутр. строения 3. и источников звёздной энергии.
Солнце по всем признакам является рядовой 3. Имеются все основания предполагать, что многие 3., как и Солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстояния пока ещё не удаётся непосредственно увидеть такие спутники 3. даже в самые мощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования, тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчёты. В 1938 швед. астроном Э. Хольмберг заподозрил, а позднее сов. астроном А. Н. Дейч и др. установили существование невидимых спутников у звезды 61 Лебедя и других близких к Солнцу 3. Наша планетная система, т. о., не является исключительным явлением. На многих планетах, окружающих другие 3., также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения.
3. часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие 3. наз. двойными звёздами. Встречаются также тройные и кратные системы 3.
Взаимное расположение 3. с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике. Звёзды образуют в пространстве огромные звёздные системы - галактики. В состав нашей Галактики (к к-рой принадлежит Солнце) входит более 100 млрд. 3. Изучение строения Галактики показывает, что многие 3. группируются в звёздные скопления, звёздные ассоциации и др. образования.
3. изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звёздная астрономия, рассматривающая 3. как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследует движение 3., распределение их в Галактике и в скоплениях, различные статистич. закономерности. Предметом изучения астрофизики являются физич. процессы, происходящие в 3., их излучение, строение, эволюция.
Массы звёзд. Массы могут быть определены непосредственно лишь у двойных 3. на основе изучения их орбит. У спектрально-двойных 3. измерения смещений спектральных линий вследствие эффекта Доплера позволяют определить период обращения компонентов и проекции макс. скорости каждого компонента на луч зрения. Аналогичные измерения можно провести и у нек-рых визуально-двойных 3. Этих данных достаточно для вычисления отношения масс компонентов. Абс. значения масс определяются, если система является в то же время и затменно-двойной, т. е. если её орбита видна с ребра и компоненты 3. попеременно закрывают друг друга. Изучение масс двойных 3. показывает, что между массами и светимостями 3. гл. последовательности существует статистич. зависимость (см. "Масса - светимость" диаграмма). Эта зависимость, распространённая и на одиночные 3., позволяет косвенно, определяя светимости 3., оценивать и их массы.
Светимости звёзд и расстояния до них. Осн. метод определения расстояний до 3. состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далёких 3., обусловленных обращением Земли вокруг Солнца. По смещению (параллаксу), величина к-рого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и само расстояние. Однако такой способ измерений применим только к ближайшим 3.
Зная расстояние до 3. и её видимую звёздную величину т, можно найти абс. звёздную величину М по формуле: M = m + 5-5lgr,
где r - расстояние до 3., выраженное в парсеках. Определив средние абс. звёздные величины для 3. тех или иных спектральных классов и сопоставив с ними видимые звёздные величины отд. 3. этих же классов, можно определить расстояния и до удалённых 3., для к-рых параллактич. смещения неощутимы (это т. н. спектральные параллаксы). Абс. звёздные величины нек-рых типов переменных звёзд (напр., цефеид) можно установить по величине периода изменения блеска, что также позволяет определять расстояния до них.
Расстояния оцениваются также по систематич. компонентам лучевых скоростей и собственных движений звёзд, обусловленным особенностями вращения Галактики и движением Солнца (вместе с Землёй) в пространстве и зависящим, т. о., от удалённости 3. Чтобы исключить влияние собственных скоростей отд. 3., определяют расстояние сразу до большой группы их (статистические или групповые параллаксы).
Наиболее яркие 3. приведены в табл. 1, ближайшие 3. - в табл. 2.
Табл. 2. - Ближайшие звёзды
Название
Видимая звёздная величина (система V)
Спектральный класс и класс светимости
Собственное движение
Параллакс
Расстояние, парсек
Абсолютная звёздная величина (система V)
Ближайшая Центавра
10,68
М5е
3,85"
0,762"
1,31
+ 15,1
альфаЦентавра А
0,32
G2 V
3,79
0,751
1,33
+4,76
альфа Центавра В
1,72
K5V
+ 6,16
Звезда Барнарда
9,54
М5 V
10,30
0,545
1,83
+ 13,22
Вольф № 359
13,66
dM6e
4,84
0,427
2,34
+ 16,62
BD +36°2147
7,47
M2V
4,78
0,396
2,52
+ 10,46
Сириус А
-1,47
А1 V
1,32
0,375
2,66
+ 1,42
Сириус В
8,67
А5
+ 11,55
Лейтен 726-8 (UV Кита)
(12,45 112,95
dм6е dм6е
3,36
0,371
2,69
+ 15,3 + 15,8
Росс № 154
10,6
dМ4е
0,67
0,340
2,93
+ 13,3
Росс № 248
12,24
dM6e
1,58
0,316
3,16
+ 14,74
(эпсилон) Эридана
3,73
К2 V
|
