Большая Советская Энциклопедия (ЗВ)

линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о З.

  В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных представлениях о З. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура З., условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения З. (наиболее важные результаты были получены немецкими учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учёным С. А. Жевакиным). В середине 20 в. исследования З. приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (американские учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский учёный Ф. Хойл, японский учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах З. (советские учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голландский учёный Я. Оорт, советские учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.).

  Параметры звёзд. Основные характеристики З. — 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 З.; абсолютная звёздная величина (т. е. звёздная величина, которую имела бы З. на стандартном расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звёздных величин, определённых в двух разных спектральных областях).

  Звёздный мир чрезвычайно многообразен. Некоторые З. в миллионы раз больше (по объёму) и ярче Солнца (звёзды-гиганты); в то же время имеется множество З., которые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значительно уступают Солнцу (звёзды-карлики) (см. рис. 1). Разнообразны и светимости З.; так, светимость З. S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. З. бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Средняя плотность ряда гигантских З. в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а средняя плотность т. н. белых карликов, наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды. Массы З. различаются меньше.

  У некоторых типов З. блеск периодически изменяется; такие З. называются переменными звёздами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звёздах. При этом за несколько суток небольшая звезда- карлик увеличивается, от неё отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем З. вновь сжимается до небольших размеров. Ещё большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звёзд.

  Изучение спектров З. позволяет определить химический состав их атмосфер. З., как и Солнце, состоят из тех же химических элементов, что и все тела на Земле.

  В З. 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 З. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутреннего строения З. и источников звёздной энергии.

  Солнце по всем признакам является рядовой З. Имеются все основания предполагать, что многие З., как и Солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстояния пока ещё не удаётся непосредственно увидеть такие спутники З. даже в самые мощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования, тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчёты. В 1938 шведский астроном Э. Хольмберг заподозрил, а позднее советский астроном А. Н. Дейч и др. установили существование невидимых спутников у звезды 61 Лебедя и других близких к Солнцу З. Наша планетная система, т. о., не является исключительным явлением. На многих планетах, окружающих другие З., также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения.

  З. часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие З. называются двойными звёздами. Встречаются также тройные и кратные

системы З.

  Взаимное расположение З. с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике. Звёзды образуют в пространстве огромные звёздные системы — галактики. В состав нашей Галактики (к которой принадлежит Солнце) входит более 100 млрд. З. Изучение строения Галактики показывает, что многие З. группируются в звёздные скопления, звёздные ассоциации и др. образования.

  З. изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звёздная астрономия, рассматривающая З. как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследует движение З., распределение их в Галактике и в скоплениях, различные статистические закономерности. Предметом изучения астрофизики являются физические процессы, происходящие в З., их излучение, строение, эволюция.

  Массы звёзд. Массы могут быть определены непосредственно лишь у двойных З. на основе изучения их орбит. У спектрально-двойных З. 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 некоторых визуально-двойных З. 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 её орбита видна с ребра и компоненты З. попеременно закрывают друг друга. Изучение масс двойных З. показывает, что между массами и светимостями З. главной последовательности существует статистическая зависимость (см. «Масса — светимость» диаграмма). Эта зависимость, распространённая и на одиночные З., позволяет косвенно, определяя светимости З., оценивать и их массы.

  Светимости звёзд и расстояния до них. Основной метод определения расстояний до З. состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далёких З., 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 З.

  Зная расстояние до З. и её видимую звёздную величину m, можно найти абсолютную звёздную величину М по формуле:

  М = m +5-5 lg r,

  где r — расстояние до З., выраженное в парсеках. Определив средние абсолютные звёздные величины для З. тех или иных спектральных классов и сопоставив с ними видимые звёздные величины отдельных З. этих же классов, можно определить расстояния и до удалённых З., для которых параллактические смещения неощутимы (это т. н. спектральные параллаксы). Абсолютные звёздные величины некоторых типов переменных звёзд (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 звёзд, обусловленным особенностями вращения Галактики и движением Солнца (вместе с Землёй) в пространстве и зависящим, т. о., от удалённости З. Чтобы исключить влияние собственных скоростей отдельных З., определяют расстояние сразу до большой группы их (статистические или групповые параллаксы).

  Наиболее яркие З. приведены в табл. 1, ближайшие З. — в табл. 2.

  Табл. 1.—Наиболее яркие звезды

Название

Видимая звёздная величина (систе- ма V)

Спект-ральный класс и