Физическая природа звезд. Расстояние до звезд

Физические характеристики звезд: светимость, температура, радиус, плотность — существенно разнятся между собой. Между этими характеристиками существует взаимосвязь, отражающая эволюционный путь звезды.

ИЗМЕРЕНИЕ РАССТОЯНИЙ ДО ЗВЕЗД
Для измерения расстояний до звезд астрономы вынуждены определять годичные параллаксы, связанные с орбитальным движением Земли вокруг Солнца.
Годичный параллакс можно измерять только в течение нескольких месяцев, пока Земля, а вместе с ней и телескоп, двигаясь вокруг Солнца, не переместится в космическом пространстве.

Самый большой параллакс у ближайшей к нам звезды Проксимы Кентавра р = 0,76", но ее в Европе не видно.

Расстояние до звезд измеряют в световых годах, но в астрономии еще используют единицу парсек (пк) — расстояние, для которого годичный параллакс р = 1" (парсек — сокращение от параллакс-секунда).

ВИДИМЫЕ ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ
Видимая звездная величина m определяет количество света, попадающего от звезды в наши глаза. Самые слабые звезды, которые еще можно увидеть невооруженным глазом, имеют звездную величину m = +6m.
Для определения видимых звездных величин небесных светил астрономы приняли за стандарт так называемый северный полярный ряд — это 96 звезд вокруг Северного полюса мира.

АБСОЛЮТНЫЕ ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ И СВЕТИМОСТЬ ЗВЕЗДЫ
Для определения светимости, или общей мощности излучения, астрономы вводят понятие абсолютной звездной величины М.
Звездную величину, которую имела бы звезда на стандартном расстоянии r0=10 пк, называют абсолютной звездной величиной.

Светимостью называется полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени. Она выражается в абсолютных единицах (ваттах) или в единицах светимости Солнца.

Светимость звезды определяет мощность излучения звезды. За единицу светимости принимается мощность излучения Солнца 4-1026 Вт.

СПЕКТРЫ, ЦВЕТ И ТЕМПЕРАТУРА ЗВЕЗД
Температуру звезды можно определить при помощи законов излучения черного тела (спектр). Самый простой метод измерения температуры звезды заключается в определении ее цвета.
Цвет слабых звезд можно определить при помощи бинокля или телескопа, которые собирают больше света, поэтому в окуляре телескопа звезды кажутся нам более яркими.

Изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосферах звёзд, что отражается в их спектрах. За температурой звезды разделили на 7 спектральных классов, которые обозначили буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К, М.

Самые горячие звезды голубого цвета относятся к спектральному классу О, холодные красные звезды — к спектральному классу М. Желтый цвет относится к спектральному классу G. Каждый спектральный класс делится на 10 подклассов: АО, А1, А9.
Звезды имеют почти одинаковый химический состав, так как основные химические элементы во Вселенной — водород и гелий, а основное отличие различных спектральных классов обусловлено температурой звездных фотосфер.

РАДИУСЫ ЗВЕЗД
Радиус звезды можно определить, измеряя ее светимость и температуру поверхности.
Существуют звезды, которые имеют радиус в сотни раз больший радиуса Солнца, и звезды, имеющие радиус меньший, чем радиус Земли.

Годичным параллаксом звезды p называется угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), перпендикулярную направлению на звезду

ДИАГРАММА «СПЕКТР — СВЕТИМОСТЬ»
Полученные данные о светимости и спектрах звёзд представлены в виде диаграммы, которая получила название «диаграмма Герцшпрунга—Расселла». Если по горизонтальной оси отложены спектральные классы (температура) звёзд, а по вертикальной — их светимости (абсолютные звёздные величины), то каждой звезде будет соответствовать определённая точка на этой диаграмме.

В результате обнаруживается определённая закономерность в расположении звёзд на диаграмме — они не заполняют всё её поле, а образуют несколько групп, названных последовательностями.
Наиболее многочисленной оказалась главная последовательность, к числу звёзд которой принадлежит наше Солнце.

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННЫХ ИСТОЧНИКОВ
1. Астрономия: учеб. для студ. учреждений сред. проф. образования /Е.А. Алексеева, П.М. Скворцов, Т.С. Фешенко, Л.А. Шестакова; под ред. Т.С. Фешенко. – М.: Издательский центр «Академия», 2018. – 256 с.