Космос

Путь к познанию звёзд лежит через измерения и сопоставление их свойств. Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, — это различная яркость (блеск) звёзд. Видимый блеск звезды — легко измеряемая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить важную характеристику звезды — мощность её излучения (светимость), надо знать расстояние до неё.

В этом на помощь астрономам приходит тот факт, что мы вместе с Землёй путешествуем по орбите вокруг Солнца. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду, и астрономы научились его определять. Оказалось, что параллаксы даже самых близких звёзд чрезвычайно малы, меньше 1”.

^{Две яркие молодые звезды в зелёной туманности} 

Так как радиус земной орбиты известен, а годичный параллакс звёзд можно измерить, то для определения расстояния до звезды остаётся решить школьную задачу по планиметрии: найти высоту равнобедренного треугольника, если известно его основание (большая полуось земной орбиты) и угол при вершине (параллакс).

Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидным, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Но светимость большинства звёзд меньше солнечной. Известны звёзды, излучающие света в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце. Вообще же интервал светимостей наблюдаемых звёзд оказался невероятно широким: они могут отличаться более чем в миллиард раз!

Одна из сравнительно легко измеряемых звёздных характеристик — цвет. Как раскалённый металл меняет свой цвет в зависимости от степени нагрева, так и цвет звезды всегда указывает на её температуру. Самые горячие звёзды — всегда голубого и белого цвета, менее горячие — желтоватого, холодные — красноватого. Полную информацию о природе излучения звёзд даёт спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.

В начале XX в. была разработана спектральная классификация звёзд по тем спектральным линиям, которые наблюдаются в полоске спектра. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами (О, В, A, F, G, К, М, L). Вдоль этой последовательности уменьшается температура звёзд и меняется их цвет — от голубого к красному.

Измерения размеров звёзд показали, что самые маленькие из них, наблюдаемые в оптических лучах, — так называемые белые карлики — имеют в диаметре всего несколько тысяч километров. Размеры же наиболее крупных — красных сверхгигантов — таковы, что, если бы можно было поместить подобную звезду на место Солнца, большая часть планет Солнечной системы оказалась бы внутри неё.

Но самой важной характеристикой звезды является масса — она определяет практически все остальные её свойства, а также особенности её эволюции. Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для звёзд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Оказалось, что массы звёзд заключены в пределах от 0,1 до 100 масс Солнца.

Внутреннее строение звёзд

Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры — размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. А для этого надо знать, как устроены эти недра, каковы их химический состав, температура, плотность, давление. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды — Солнца — мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам и компьютерному моделированию.

Условия в недрах звёзд значительно отличаются от условий в земных лабораториях, но элементарные частицы — электроны, протоны, нейтроны — там такие же, что и на Земле. Звёзды состоят из тех же химических элементов, что и наша планета. Поэтому к ним можно применять знания, полученные по экспериментам в физических лабораториях.