Общие сведения о звёздах. Краткая история изучения звёзд.

Общие сведения о звёздах. Краткая история изучения звёзд. Изучение 3. было вызвано потребностями
материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях,
создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности
звёздное
небо было разделено на созвездия. Долгое время 3. считались неподвижными
точками, по отношению к к-рым наблюдались движения планет и комет. Со времён
Аристотеля (4 в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды,
согласно к-рым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной
сферой, за пределами к-рой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский
астроном Джордано Бруно учил, что 3.- это далёкие тела, подобные нашему
Солнцу. В 1596 (нем. астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная
3., а в 1650 (итал. учёный Дж. Риччоли) - первая двойная 3. В 1718 англ.
астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх 3. В сер. и во 2-й
пол. 18 в. рус. учёный М. В. Ломоносов, нем. учёный И. Кант, англ. астрономы
Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звёздной системе,
в к-рую входит Солнце. В 1835-39 рус. астроном В. Я. Струве, нем. астроном
Ф. Бессель и англ. астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния
до трёх близких 3. В 60-х гг. 19 в. для изучения 3. применили спектроскоп,
а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Рус. астроном А. А. Белопольский
в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа
Доплера, на основании к-poгo по смещению линий в спектре небесных светил
можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений
и развитие физики расширили представления о 3.

В нач. 20 в., особенно после
1920, произошёл переворот в науч. представлениях о 3. Их начали рассматривать
как физич. тела; стали изучаться структура 3., условия равновесия их вещества,
источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики,
к-рые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями
ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников
энергии и внутр. строения 3. (наиболее важные результаты были получены
нем. учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, X. Бете, англ. учёными А. Эддингтоном,
Э. Милном, Дж. Джинсом, амер. учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, сов. учёным
С. А. Жевакиным). В сер. 20 в. исследования 3. приобрели ещё большую глубину
в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных
вычислительных машин (амер. учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, англ. учёный
ф. Хойл, япон. учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также
в изучении процессов переноса энергии в фотосферах 3. (сов. учёные Э. Р.
Мустель, В. В. Соболев, амер. учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях
структуры и динамики звёздных систем (голл. учёный Я. Оорт, сов. учёные
П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.).

Параметры звёзд. Осн.
характеристики 3.- масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев),
светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются
в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме осн. параметров, употребляются
их производные: эффективная темп-ра; спектральный класс, характеризующий
степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере 3.; абс. звёздная
величина (т. е. звёздная величина, к-рую имела бы 3. на стандартном
расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звёздных величин,
определённых в двух разных спектральных областях).

Рис.1. Сравнительные размеры
звёзд-гигантов и звёзд-карликов.

Звёздный мир чрезвычайно
многообразен. Нек-рые 3. в миллионы раз больше (по объёму) и ярче Солнца
(звёзды-гиганты); в то же время имеется множество 3., к-рые по размерам
и количеству излучаемой ими энергии значит. уступают Солнцу (звёзды-карлики)
(см.
рис. 1). Разнообразны и светимости 3.; так, светимость 3. S Золотой Рыбы
в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. 3. бывают разреженные и чрезвычайно
плотные. Ср. плотность ряда гигантских 3. в сотни тысяч раз меньше плотности
воды, а ср. плотность т. н. белых карликов, наоборот, в сотни тысяч
раз больше плотности воды. Массы 3. различаются меньше.

У нек-рых типов 3. блеск
периодически изменяется; такие 3. наз. переменными звёздами. Грандиозные
изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в
новых
звёздах. При этом за неск. суток небольшая звезда-карлик увеличивается,
от неё отделяется газовая оболочка, к-рая, продолжая расширяться, рассеивается
в пространстве. Затем 3. вновь сжимается до небольших размеров. Ещё большие
изменения происходят во время вспышек сверхновых звёзд.

Изучение спектров 3. позволяет
определить химич. состав их атмосфер. 3., как и Солнце, состоят из тех
же химич. элементов, что и все тела на Земле.

Табл. 1. - Наиболее яркие звёзды
Название		Видимая звёздная величина (система V)	Спектральный класс и класс светимости	Собственное движение	Параллакс	Лучевая скорость, км/сек	Тангенциальная скорость, км/сек	Абсолютная звёздная величина (система V)	Светимость (в единицах светимости Солнца)
	Большого Пса	- 1,46 8,5	А1 V А5	1,32"	0,375"	-8	17	+ 1,4 + 11,4	22,4 0,002
	Киля	-0,75	FO Ib-II	0,02	0,018	+20	5	-4,4	4700
	Волопаса	-0,05	К2 IIIp	2,28	0,090	-5	120	-0,3	107
	Лиры	+ 0,03	АО V	0,34	0,123	-14	13	+ 0,5	51
	Центавра	0,06 1,51	G2 V К5	3,68	0,751	-22	23	+ 4,5 + 5,9	1,3 0,34
	Возничего	0,08	G8 III	0,44	0,073	+ 30	29	-0,6	141
	Ориона	0,13	В8 Iа	0,00	0,003	+24	0	-7,5	81 000
	Малого Пса	0,37 10,8	F5 IV-V белый карлик	1,25	0,288	-3	20	+2,6 + 13,1	7,4 0,0004
	Ориона	0,42 пер.	М2 Iab	0,03	0,005	+ 21	28	-6,1	22 400
	Эридана	0,47	В5 IV	0,10	0,032	+ 19	15	-2,0	510
	Центавра	0,59	В1 II	0,04	0,016	-12	11	-3,4	1860
	Орла	0,76	А7 IV-V	0,66	0,198	-26	16	+ 2,3	9,8
	Креста	0,79 1,3	В1 IV В1	0,04	0,008	-6	24	-4,7 -4,2	6200 3700
	Тельца	0,86 13,6	К5 III М2 V	0,20	0,048	+54	20	-0,7 + 11,8	155 0,0015
	Скорпиона	0,91 пер. 6,8	Ml Ia В4	0,03	0,019	-3	7	-2,7 + 3,2	980 4,1
	Девы	0,97 пер.	В1 V	0,05	0,021	+ 1	11	-2,4	740
	Близнецов	1,14	КО III	0,62	0,093	+ 3	32	+ 1,0	32
	Южной Рыбы	1,l6	A3 V	0,37	0,144	+6	12	+ 2,0	13
	Лебедя	1,25 пер.	А2 Iа	0,00	0,003	-3	0	-6,2	24 600
	Льва	1,35 пер. 7,6 13	В7 V К2	0,24	0,039	+3	29	-0,7 + 5,6 + 11	155 0,45 0,003

В 3. преобладают водород
(ок. 70% по весу) и гелий (ок. 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 3. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений
с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию
внутр. строения 3. и источников звёздной энергии.

А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я