14.1. ЗВЕЗДЫ, ИХ ХАРАКТЕРИСТИКИ И ЭВОЛЮЦИЯ

Звезды — это основные тела Вселенной, в них сосре-

что соответствует разности звездных величин 3,5. Поэтому

доточено более 90% наблюдаемого вещества. Солнце —

звездная величина Сириуса (+2 – 3,5)= –1,5, а Солнце

одна из звезд, другие звезды представляются светящимися

посылает энергии в 1010 раз больше, чем Сириус. Здесь

точками на небосводе, так как очень далеки от нас. От-

учтено, что освещенности, созданные одним источником

дельные группы звезд — созвездия — выделяли еще в

на разных расстояниях, обратно пропорциональны квад-

древности, в их названиях отражены образ мыслей, пре-

ратам этих расстояний.

дания, легенды и жизнь разных народов. Сейчас на звездном

Звезды — газовые шары, которые светят собственным

небе выделено 88 созвездий с четко обозначенными гра-

светом (в отличие от планет). Мир звезд многообразен.

ницами, 60 из них — видны с территории нашей страны.

По физическим характеристикам звезды делят на нормаль-

Было замечено, что в течение суток звезды делают полный

ные звезды, белые карлики è нейтронные звезды. Размеры

круг по небу и центр этого круга (полюс мира) находится в

большинства звезд различны — от 10 до 107 км. Диаметр

том же направлении, в котором днем отбрасывается самая

Солнца — 1,4 млн км. Белые карлики и нейтронные звезды

короткая тень. Постепенно люди научились ориентиро-

имеют диаметр всего 10–20 км, есть гиганты — Бетель-

ваться (от лат. oriens — восток) и по звездам. В ритме со

гейзе, Арктур, а самые большие, красные гиганты, больше

сменой времен года изменяется вид звездного неба и

Солнца настолько, что, оказавшись на его месте, заняли бы

наибольшая высота Солнца в полдень. Созвездия, видимые

объем, включающий орбиту Юпитера. Плотность гигантов

над горизонтом вечером на западе, примерно через 2,5 ме-

и сверхгигантов мала (меньше воздуха в атмосфере Земли),

сяца уже появляются утром на востоке. Значит, Солнце

солнечного вещества — больше плотности воды в 1,5 раза,

движется справа налево среди звезд, его путь называют

а белого карлика (звезды Сириус В) порядка 2т/см3.

эклиптикой. Обычно созвездия служат фоном, на котором

Плотность нейтронных звезд еще больше — 1014 êã/ì3, ÷òî

изучаются и описываются положения перемещающихся по

соответствует плотности атомного ядра.

небу тел. Часть созвездий, по территории которых прохо-

Светимость звезды — это мощность оптического

дит годовой путь Солнца, относят к поясу Зодиака. Â äðåâ-

излучения. Солнце излучает 3,8 1026 Вт. Чаще всего

ности в него входили 12 созвездий, с ними связывали и

светимости звезд выражают в светимостях Солнца. Диа-

деление года на 12 месяцев, так как Солнце проходит

пазон светимостей наблюдаемых звезд огромен — от 10–3

участок каждого из них за месяц, т.е. по 30 градусов дуги.

äî 106 светимостей Солнца. Для нас Солнце много ярче

Сейчас путь Солнца проходит через 13 созвездий. В каждом

других звезд, но это не означает, что оно излучает больше

созвездии звезды обозначаются по порядку по мере умень-

энергии, чем другие. Для исключения влияния расстояния

шения яркости буквами греческого алфавита. Некоторые

ввели понятие абсолютной звездной величины, которую

яркие звезды имеют свои собственные названия, которые

имела бы звезда, находящаяся от нас на расстоянии в 10 пк.

чаще всего достались им от греческих (Сириус), латинских

Абсолютная звездная величина M связана с видимой m

(Регул) или арабских (Альтаир) астрономов.

соотношением: M = m + 5 – 5lg r. Величина m – M называется

Звездные величины, введенные в древности, обозна-

модулем расстояния. Для Солнца абсолютная звездная

чают буквой m. Все видимые звезды еще во II в. до н.э.

величина MÑ равна +4m,72, т.е. существенно меньше, чем

астроном Гиппарх разделил по яркости: переход от одной

видимая, как для всех звезд, которые ближе 10 пк.

звездной величины к другой глаз ощущает одинаковым

Расстояния до звезд, как уже указывалось, измеряют

перепадом блеска. Самые яркие — звезды с m = 1, самые

методом параллакса, единицами длин служат пк и св. год.

слабые — с m = 6. В безлунную ночь невооруженным глазом

Парсек (пк) соответствует годичному параллаксу в 1″, ò.å.

можно видеть почти 3000 звезд (до 6-й звездной величины),

с этого расстояния 1 а.е. видна под углом в 1″. Отсюда

с телескопом — почти 350 тыс. звезд до 10-й величины,

следует, что в 1 пк столько а.е., сколько угловых секунд в

32 млн — до 15-й и 1 млрд — до 20-й. Так как восприни-

1 радиане, т.е. 1 пк = 206265 а.е. Наибольший годичный

маются лишь относительные изменения яркости, эти зна-

параллакс π = (0″,76) имеет ближайшая к нам звезда —

чения связаны со свойствами глаза. Диапазон в 5 звездных

Проксима Центавра. Поскольку расстояние r = a/sin π,

величин соответствует отношениям их блеска в 100 раз.

r = (206265″/0″,76)a = 272000 a, т.е. самая близкая к нам

Поэтому отношение блеска на одну величину соответствует

звезда находится в 272000 раза дальше, чем Солнце. Свето-

(100)1/5 = 2,512. Эта величина и была принята: m =m –2,5lgE,

вой год (св. год) есть расстояние, которое проходит свет за

0

ãîä, ò.å. 365,25 86400 3 108 ì = 9,46 1015 ì = 63100 à.å. Íî

здесь Å — освещенность (световой поток, падающий на

единичную площадку поверхности), m0 = –13m,89 — звезд-

1 пк = 206265 а.е., и потому 1 пк = 3,26 св. года.

ная величина, соответствующая одному люксу. И отно-

В XIX столетии звезды рассортировали по размерам и

шения освещенностей звезд равно 2,5 в степени разности

массам, а в конце века — по спектрам.

их звездных величин, т.е. m2 – m1 = –2,5lg(E2/E1). Äëÿ

Спектральные классы ввел в 1900 г. американский

Солнца m

C

= –26m,58, для полной Луны m = –12m,7, поэтому

астроном Э.Пикеринг, обозначив их буквами латинского

L

из приведенной формулы можно заключить, что при одина-

алфавита. Границы между классами были нечеткие, и

ковой высоте над горизонтом полная Луна освещает земную

впоследствии каждый класс разбили на группы от 0 до 9,

поверхность в 465000 раз слабее Солнца. Сириус ярче

так что наше Солнце попало по спектру в G2. По спект-

Полярной звезды, имеющей звездную величину +2, в 25 раз,

ральным сериям определяют температуру звезд. Спект-