§ 44. Физические характеристики звезд

Звёзды – самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, аналогичные по своей природе Солнцу. Из-за того, что Солнце находится гораздо ближе к Земле, кажется, что оно ярче и больше всех остальных звезд, ближайшая из которых (Проксима в созвездии Центавра) находится в 270 000 раз дальше от Земли, чем Солнце. Звёзды с поверхности Земли можно увидеть только ночью, так как днём этому мешает яркий солнечный свет, рассеянный молекулами и частицами воздуха. В безоблачную и безлунную ночь невооружённым глазом можно увидеть 2-3 тысячи звёзд.

Расстояние до одной из ближайших звезд можно вычислить, измеряя её видимое угловое смещение, называемое параллаксом, относительно более далеких звёзд при наблюдении из разных точек орбиты Земли. Годовым параллаксом звезды называют угол a, под которым со звезды виден радиус r земной орбиты, расположенный перпендикулярно направлению на эту звезду (рис. 44а).  Измерив годовой параллакс звезды, и учитывая, что r = 1 а.е., а a меньше одной угловой секунды (1"), можно вычислить расстояние до звезды R:

Расстояние до звезды с годовым параллаксом, равным 1" (a = 4,84×10^-6), называют парсеком (пк). Из (44.1) следует, что 1 пк = 206265 а.е. Расстояние до Проксимы Центавра – 1,3 пк.

Для сравнения звёзд по их видимому блеску или видимой звёздной величине древнегреческий астроном Гиппарх во II в. до н.э. разделил все звёзды, видимые невооружённым глазом, на 6 групп. Самые яркие звёзды были отнесены к звёздам 1-ой величины, а едва видимые – к звёздам 6-ой величины. Сейчас видимую звёздную величину m определяют более точно, измеряя плотность светового потока Е_m этой звезды, падающего на Землю и считая, что  Поэтому, если плотности световых потоков двух звёзд с видимыми звёздными величинами m1 и m2 равны Е_m1 и Е_m2 , соответственно, то

 

Формула (44.2) позволяет найти для любой звезды её видимую звёздную величину, сравнивая со звездой, у которой видимая звёздная величина уже известна. Из (44.2) следует, что видимая звёздная величина m может иметь дробное значение и быть даже отрицательной у самых ярких звёзд, например, для Сириуса m = -1,43. Зная m и расстояние до звезды, можно определить её светимость, которую часто выражают в долях светимости Солнца.

Температуру внешнего слоя звезды оценивают по её цвету (спектру её излучения). Температура красных звёзд небольшая (около 3000 К), у желтовато-белых (как у Солнца) около 6000 К, а у голубых самая высокая (около 30000 К). На рис. 44б показано, как связаны между собой светимость звёзд и их температура. Точки для большинства звезд (около 90%) лежат вдоль полосы, названной «главной последовательностью», которая проходит от нижнего левого угла графика, где находятся холодные и тусклые звезды, к правому верхнему углу с горячими и яркими звёздами.

Зная температуру и светимость звезды, можно вычислить её радиус. Оказалось, что радиус самых холодных звёзд, принадлежащих главной последовательности почти в 100 раз меньше радиуса самых горячих (рис. 44б). Звёзды-гиганты и сверхгиганты обладают ещё бóльшими размерами и поэтому выходят далеко за пределы главной последовательности, в которую также не входят звёзды с относительной высокой температурой, но очень малых размеров, называемые белыми карликами. Плотность звёздного вещества у самых горячих звёзд главной последовательности в 25 раз меньше, чем у Солнца, а у самых холодных – в 5 раз больше. Плотность вещества белых карликов в миллионы раз больше чем у Солнца, а звёзд-гигантов – в миллионы раз меньше.     

      Вопросы для повторения:

·        Что такое параллакс и чему равен один парсек?

·        Как определяют видимую звёздную величину?

·        Как связаны между собой светимость, температура и радиус звёзд?

 

                

                 (а)                                                                 (б)

Рис. 44. (а) – к вычислению годового параллакса a по видимому смещению голубой звезды при наблюдении её с противоположных точек (1 и 2) орбиты Земли (З) вокруг Солнца (С); (б) – соотношение между светимостью звёзд и их температурой; окружности соответствуют относительным размерам некоторых звёзд главной последовательности.