Большая Советская Энциклопедия (цитаты)

Звезды

Звезды (далее З) самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскаленных газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше З только благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идет 81/3 мин, а от ближайшей звезды (Центавра - 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли З и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число З, видимых невооруженным глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды З

  Общие сведения о звездах. Краткая история изучения звезд. Изучение З было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звездное небо было разделено на созвездия. Долгое время З считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времен Аристотеля (4 в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звездное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что З - это далекие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (немецкий астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная З, а в 1650 (италийский ученый Дж. Риччоли) - первая двойная З В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трех З В середине и во 2-й половине 18 в. русский ученый М. В. Ломоносов, немецкий ученый И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звездной 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 трех близких З В 60-х гг. 19 в. для изучения З 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 З

  В начале 20 в., особенно после 1920, произошел 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 физики, которые привели к количественной теории звездных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчеты источников энергии и внутреннего строения З (наиболее важные результаты были получены немецкими учеными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учеными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими учеными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским ученым С. А. Жевакиным). В середине 20 в. исследования З приобрели еще большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (американские ученые М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский ученый Ф. Хойл, японский ученый С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах З (советские ученые Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский ученый С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звездных систем (голландский ученый Я. Оорт, советские ученые П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.).

  Параметры звезд. 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 в атмосфере З; абсолютная звездная величина (т. е. звездная величина, которую имела бы З на стандартном расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звездных величин, определенных в двух разных спектральных областях).

  Звездный мир чрезвычайно многообразен. Некоторые З в миллионы раз больше (по объему) и ярче Солнца (звезды-гиганты); в то же время имеется множество З, которые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значительно уступают Солнцу (звезды-карлики) (см. рис. 1). Разнообразны и светимости З; так, светимость З 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 звездами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звездах. При этом за несколько суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от нее отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем З вновь сжимается до небольших размеров. Еще большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звезд.

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

  В З преобладают (около 70% по весу) и (около 25%); остальные элементы (среди них наиболее обильны 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 звездной 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 еще не удается 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 расчеты. 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 звездами. Встречаются также тройные и кратные

системы З

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

  З изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звездная 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 звезд. 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 ее 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, распространенная и на одиночные З, позволяет косвенно, определяя светимости З, оценивать и их массы.

  Светимости звезд и расстояния до них. Основной метод определения расстояний до З состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далеких 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 ее видимую звездную величину m, можно найти абсолютную звездную величину М по формуле:

  М = m +5-5 lg r,

  где r - расстояние до З, выраженное в парсеках. Определив средние абсолютные звездные величины для З тех или иных спектральных классов и сопоставив с ними видимые звездные величины отдельных З этих же классов, можно определить расстояния и до удаленных З, для которых параллактические смещения неощутимы (это т. н. спектральные параллаксы). Абсолютные звездные величины некоторых типов переменных звезд (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 звезд, обусловленным особенностями вращения Галактики и движением Солнца (вместе с Землей) в пространстве и зависящим, т. о., от удаленности 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 звездная величина (систе-

ма )
Спект-ральный класс и класс свети-

мости
Собст-
венное движе-
ние
Парал-

лакс
Лучевая скорость, км/сек
Тангенци-

альная скорость, км/сек
Абсолют-

ная звездная величина (систе-

ма )
Светимость (в единицах светимости Солнца)

a
Большого Пса
-1,46
А1

1,32"
0,375"
-8
17
+ 1,4
22,4

8,5
А5
+11,4
0,002

a
Киля
-0,75
0 lb-ll
0,02
0,018
+20
5
-4,4
4700

a
Волопаса
-0,05
К2 IIIp
2,28
0.090
-5
120
-0,3
107

a
Лиры
+0,03
А0

0,34
0,123
-14
13
-+0,5
51

a
Центавра
0,06
G2

3,68
0,751
--22
23
+4,5
1,3

1,51
К5
+5,9
0,34

a
Возничего
0,08
G8

0,44
0,073
+30
29
-0,6
141

b
Ориона
0,13
В8 а
0,00
0,003
+24
0
-7,5
81000

a
Малого Пса
0,37
5 -
1,25
0,288
-3
20
+2,6
7,4

10,8
белый карлик
13,1
0,0004

a
Ориона
0,42 пер.
М2 lab
0,03
0,005
+21
28
-6,1
22400

a
Эридана
0,47
В5

0,10
0,032
+19
15
-2,0
510

b
Центавра
0,59
В1

0,04
0,016
-12
11
-3,4
1860

a
Орла
0,76
А7 -
0,66
0,198
-26
16
+2,3
9,8

a
Креста
0,79
В1

0,04
0,008
-6
24
-4,7
6200

1,3
В1
-4,2
3700

a
Тельца
0,86
К5

0,20
0,048
+54
20
-0,7
155

13,6
М2

+11,8
0,0015

a
Скорпиона
0,91 пер.
MI la
0,03
0,019
-3
7
-2,7
980

6,8
В4
+3,2
4,1

a
Девы
0,97 пер.
В1

0,05
0,021
+1
11
-2,4
740

b
Близнецов
1,14
К0

0,62
0,093
+3
32
+1,0
32

a
Южной Рыбы
1,16
A3

0,37
0,144
+6
12
+2,0
13

a
Лебедя
1,25 пер.
А2 la
0,00
0,003
-3
0
-6,2
24 600

a
Льва
1,35 пер.
7

0,24
0,039
+3
29
-0,7
155

7,6
К2
+5,6
0,45

13


+11
0,003


  Табл. 2.- Ближайшие звезды

Название
Видимая звездная величина (система )
Спектраль-

ный класс и класс светимости
Собст-

венное движе-

ние
Парал-
лакс
Расстоя-
ние, парсек
Абсолютная звездная величина (система )

Ближайшая Центавра

10,68

М5е
3,85"
0,762"
1,31
+15,1

a Центавра А
0,32
G2

3,79
0,751
1,33
+4,76

a Центавра В
1,72
5







+6,16

Звезда Барнарда
9,54
М5

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

1,32
0,375
2,66
+1,42
Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска

Новости 21.11.2024 12:00:14

     Copyright © 1999-2024 Oval.ru, All Rights Reserved.