Характеристика звезд

СОДЕРЖАНИЕ 1. Общие сведения о звездах и изучения звезд. 2. Параметры звезд. 3. Массы звезд. 4. Светимости звезд и расстояние до них. 5. Температуры и спектральные классы звезд. 6. Радиусы звезд. 7. Вращение звезд. 8. Внутреннее строение звезд. 9. Источники звездной энергии и эволюция звезд. 10. Двойные звезды 11. Переменные звезды.

ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О ЗВЗДАХ И ИЗУЧЕНИЯ ЗВЗД Звзды, самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалнных газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше звезды только благодаря близости его к Земле от Солнца до Земли свет идт 813 мин, а от ближайшей звезды Центавра - 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли звезда и в телескоп видны как точки, а не как диски в отличие от планет. Число звзд, видимых невооружнным глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды звзд. Изучение звзд было вызвано потребностями материальной жизни общества необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени. Уже в глубокой древности звздное небо было разделено на созвездия.

Долгое время звзды считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времн Аристотеля IV в. до н. э. в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов.

В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что звзды это далкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 немецким астрономом И. Фабрициусом была открыта первая переменная звезда, а в 1650 италийским учным Дж. Риччоли первая двойная звезда. В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трх звзд. В середине и во 2-й половине 18 в. русский учный М. В. Ломоносов, немецкий учный И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и другие высказывали правильные идеи о той звздной системе, в которую входит Солнце.

В 1835-39 русский астроном В. Я. Струве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трх близких звзд. В 60-х гг. 19 в. для изучения звзд применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Русский астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения.

Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о звздах. В начале 20 в особенно после 1920, произошл переворот в научных представлениях о звздах. Их начали рассматривать как физические тела стали изучаться структура звезды, условия равновесия их вещества, источники энергии.

Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчты источников энергии и внутреннего строения звезды наиболее важные результаты были получены немецкими учными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими учными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учным С. А. Жевакиным. В середине 20 в. исследования звзд приобрели ещ большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин американские учные М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский учный Ф. Хойл, японский учный С. Хаяси и другие.

Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах звзд советские учные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учный С. Чандрасекар и в исследованиях структуры и динамики звздных систем голландский учный Я. Оорт, советские учные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и другие.

ПАРАМЕТРЫ ЗВЗД Основные характеристики звезды - масса, радиус не считая внешних прозрачных слоев, светимость полное количество излучаемой энергии эти величины часто выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме основных параметров, употребляются их производные эффективная температура спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере звезды абсолютная звздная величина т. е. звздная величина, которую имела бы звезда на стандартном расстоянии 10 парсек показатель цвета разность звздных величин, определнных в двух разных спектральных областях.

Звздный мир чрезвычайно многообразен. Некоторые звзды в миллионы раз больше по объму и ярче Солнца звзды-гиганты в то же время имеется множество звзд, которые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значительно уступают Солнцу звзды-карлики. Разнообразны и светимости звзд так, светимость звезды S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца.

Звзды бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Средняя плотность ряда гигантских звзд в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а средняя плотность белых карликов, наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды. У некоторых типов звзд блеск периодически изменяется такие звзды называются переменными звздами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звздах. При этом за несколько суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от не отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем звезда вновь сжимается до небольших размеров.

Ещ большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звзд. Изучение спектров звзд позволяет определить химический состав их атмосфер. Звзд, как и Солнце, состоят из тех же химических элементов, что и все тела на Земле. В звзде преобладают водород около 70 по весу и гелий около 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 звезды.

Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутреннего строения звезды и источников звздной энергии. Солнце по всем признакам является рядовой звздой. Имеются все основания предполагать, что многие звзды, как и Солнце, имеют планетные системы.

Вследствие дальности расстояния пока ещ не удатся непосредственно увидеть такие спутники звзд даже в самые мощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования, тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчты. В 1938 шведский астроном Э. Хольмберг заподозрил, а позднее советский астроном А. Н. Дейч и другие установили существование невидимых спутников у звезды 61 Лебедя и других близких к Солнцу звзд. Наша планетная система не является исключительным явлением.

На многих планетах, окружающих другие звзды, также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения. Звзды часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс такие звзды называются двойными звздами. Встречаются также тройные и кратные системы звзд. Взаимное расположение звзд с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике. Звзды образуют в пространстве огромные звздные системы - галактики.

В состав нашей Галактики к которой принадлежит Солнце входит более 100 млрд. звзд. Изучение строения Галактики показывает, что многие звзды группируются в звздные скопления, звздные ассоциации и другие образования. Звзды изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звздная астрономия, рассматривающая звзды как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследует движение звезды, распределение их в Галактике и в скоплениях, различные статистические закономерности.

Предметом изучения астрофизики являются физические процессы, происходящие в звздах, их излучение, строение, эволюция. МАССЫ ЗВЗД Массы могут быть определены непосредственно лишь у двойных звзд на основе изучения их орбит. У спектрально-двойных звзд измерения смещений спектральных линий вследствие эффекта Доплера позволяют определить период обращения компонентов и проекции максимальной скорости каждого компонента на луч зрения. Аналогичные измерения можно провести и у некоторых визуально-двойных звздах.

Этих данных достаточно для вычисления отношения масс компонентов. Абсолютные значения масс определяются, если система является в то же время и затменно-двойной, т. е. если е орбита видна с ребра и компоненты звезды попеременно закрывают друг друга. Изучение масс двойных звзд показывает, что между массами и светимостями звзд главной последовательности существует статистическая зависимость. Эта зависимость, распространнная и на одиночные звзд, позволяет косвенно, определяя светимости звзд, оценивать и их массы.

СВЕТИМОСТИ ЗВЗД И РАССТОЯНИЯ ДО НИХ Основной метод определения расстояний до звезды состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далких звезд, обусловленных обращением Земли вокруг Солнца. По смещению параллаксу, величина которого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и само расстояние. Однако такой способ измерений применим только к ближайшим звездам. Зная расстояние до звезды и е видимую звздную величину m, можно найти абсолютную звздную величину М по формуле М m 5-5 lg r, где r расстояние до звезды, выраженное в парсеках. Определив средние абсолютные звздные величины для звезды тех или иных спектральных классов и сопоставив с ними видимые звздные величины отдельных звезд этих же классов, можно определить расстояния и до удалнных звезды, для которых параллактические смещения неощутимы.

Абсолютные звздные величины некоторых типов переменных звзд например, цефеид можно установить по величине периода изменения блеска, что также позволяет определять расстояния до них. Расстояния оцениваются также по систематическим компонентам лучевых скоростей и собственных движений звзд, обусловленным особенностями вращения Галактики и движением Солнца вместе с Землй в пространстве и зависящим, от удалнности звезды.

Чтобы исключить влияние собственных скоростей отдельных звезд, определяют расстояние сразу до большой группы их статистические или групповые параллаксы. ТЕМПЕРАТУРЫ И СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ ЗВЗД Распределение энергии в спектрах раскалнных тел неодинаково в зависимости от температуры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения.

Исследование этих эффектов у звезды, изучение распределения энергии в звздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их температуры. Температуры звезд определяют также по относительным интенсивностям некоторых линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс звезд. Спектральные классы звезд зависят от температуры и с убыванием е обозначаются буквами О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звзд С, а от класса К побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие звезды.

Зная механизм образования линий в спектрах, температуру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности звезды, связанное со средней плотностью е фотосферы, а следовательно, и размерами звезды плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров.

Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температуры звезды называется шкалой эффективных температур. Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения звезды приходится на невидимые области спектра - ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютная звздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра, дают возможность найти полную светимость звезды. РАДИУСЫ ЗВЗД Зная эффективную температуру Тef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле L4pR2sT4ef основанной на Стефана Больцмана законе излучения s - постоянная Стефана.

Радиусы звезд

Радиусы звезд ы с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звздных интерферометров.

У затменно-двойных звезд могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты. ВРАЩЕНИЕ ЗВЗД

Вращение звезд

С течением времени ядерные реакции изменяют химический состав звздных ... изучается по их спектрам. При вращении один край диска звезды удаляетс... В Галактике известно свыше 30 000 переменных звезд.. Поэтому на поверхности звезды возникают меридиональные течения от полю... Эти кванты поглощаются в других частях звезды и снова излучаются по ме...