2. Данные наблюдений

Основные понятия и определения. Необходимо различать кажущиеся, или видимые, характеристики З. и истинные, или абсолютные, их параметры. Видимые характеристики зависят как от св-в самой З., так и от расстояния до неё, а также от методов и приборов, к-рыми ведётся наблюдение. Важнейшей видимой характеристикой служит блеск З. Его принято выражать в логарифмич. шкале звёздных величин. По традиции звёздные величины определяются так, что чем ярче З., тем меньше её звёздная величина.

З. отличаются друг от друга по спектр, составу излучения, поэтому звёздная величина зависит от спектр. чувствительности метода измерения.

В совр. многоцветной астрофотометрии З. выделяют полосы в ультрафиолетовой (U), синей (В), визуальной (V), а иногда ещё в красной (R) и инфракрасной (I) областях спектра. Разность звёздных величин в соседних областях спектра наз. показателем цвета. Это количественная мера цвета звёзд. Чем краснее З., тем больше показатель цвета и тем ниже темп-ра поверхности З. Если одинаковые З. находятся на разных расстояниях от нас, то чем ближе З., тем она кажется ярче (тем больше создаваемая ею освещённость у поверхности Земли). Освещённости при этом обратно пропорциональны квадратам расстояний. Полную мощность излучения (светимость) З. можно узнать только в том случае, если кроме освещённости известно ещё и расстояние до З. Умножая освещённости на квадраты расстояний до З., получают значения, пропорциональные их светимостям.

Если расстояние до З. неизвестно, то её светимость оценивают по приближённым эмпирич. зависимостям. Так, разности интенсивностей нек-рых спектр. линий, а также периоды пульсации переменных З. типа цефеид зависят от светимости. Это также позволяет найти расстояние до З. по освещённости, создаваемой З., и её светимости. Если исходят из спектров, то такой косвенный метод определения расстояний до З. наз. методом спектр. параллаксов (см. Расстояния до космических объектов).

Эмпирическая классификация З. Важнейшую информацию о св-вах З. дают их спектры. Соответственно, важнейшее значение в астрофизике имеет спектр, классификация З. Спектральные классы установлены эмпирически по целому ряду характерных особенностей спектра З. В первую очередь спектр, классы характеризуют темп-ру поверхности З., от к-рой в основном зависят возбуждение и ионизация атомов, т. е. факторы, определяющие наличие тех или иных линий в звёздных спектрах. Классы обозначаются по традиции заглавными латинскими буквами, расположенными не в алфавитном порядке. Различают основные и побочные спектр, классы. Осн. классы О, В, A, F, G, К, М расположены в порядке понижения температуры поверхности З. Побочные классы В, N, S отличаются не темп-рой, а особенностями спектра, к-рые могут зависеть либо от хим. состава, либо от условий ионизации в атмосферах З. Подавляющее большинство З. относится к основным спектр, классам. Самые горячие З. (голубые по цвету) относятся к классу О, а самые холодные (красные) - к классу М.

Кроме спектр, классификации существует классификация З. по светимости. Простейший вид этой классификации заключается в разделении З. на гиганты и карлики. При более подробной классификации выделяют сверхгиганты, субгиганты, субкарлики и т. д. Эти подразделения образуют последовательности З. на Герцшпрунга - Ресселла диаграмме. Большинство З. на этой диаграмме образует т. н. главную последовательность, или ветвь карликов. На главной последовательности находится и наше Солнце.

Параметры звёзд. Осн. параметры З.- светимость L, масса , и радиус R. Их численные значения принято выражать соответственно в единицах солнечной светимости (L = 3,8610³³ эрг/с), солнечной массы ( = 1,9910³³ г) и солнечного радиуса (R = 6,9610¹⁰ см).

Если бы все З. имели одинаковый хим. состав, то их светимость и радиус были бы однозначными функциями массы З. (теорема Ресселла - Фогта). В действительности, по мере протекания ядерных реакций в недрах З., меняется не только общий хим. состав, но и распределение хим. элементов внутри З. На поздних стадиях эволюции З. имеют сложную (гетерогенную) структуру, они состоят из ядра и оболочек разного состава, на границе между к-рыми меняются плотность и темп-ра. Такова структура красных и жёлтых гигантов и сверхгигантов. Зависимости между параметрами состояния различны для З. разного состава и структуры. Для нахождения этих зависимостей значения соответствующих параметров откладывают на осях прямоугольной системы координат и строят т. о. диаграммы состояния З. На этих диаграммах подобные по составу и строению З. лежат вдоль определённых линий и образуют последовательности (см. ниже).

Рис. 2. Зависимость масса () -  светимость (L) для звёзд (кривая построена по усреднённым данным).

Массы З. непосредственно известны только для Солнца и для нек-рых двойных З. В обоих случаях для определения массы используются законы небесной механики (см. Кеплера законы), управляющие в первом случае движением планет, во втором - относительным движением З., образующих двойную систему. Косвенно массы З. можно оценить по соотношению масса - светимость (рис. 2) или спектру (см. Массы небесных тел).

Радиусы определяются непосредственно для затменных двойных З., т. е. систем, ориентированных по отношению к нам так, что одна З. периодически заслоняет другую. Кроме того, для небольшого числа близких к нам З. удалось определить радиусы методами обычной и спекл-интерферометрии (см. Размеры звёзд).

С осн. параметрами: массой, радиусом, светимостью - однозначно связаны такие характеристики, как ср. плотность З., поток излучения с единицы поверхности З., ускорение силы тяжести на поверхности З. Из-за того, что З. излучают не как абсолютно чёрное тело, распределение энергии в спектре З. нельзя описать единой для всех интервалов длин волн температурой. Поэтому определяемая по наблюдаемому излучению темп-ра поверхности (фотосферы) З. зависит от конкретного способа её нахождения. К осн. параметрам следует отнести эффективную температуру (Т_э) З., т. е. темп-ру, к-рую имела бы поверхность З., если бы она излучала как абсолютно чёрное тело той же светимости. Поток энергии  с единицы поверхности связан с Т_э Стефана - Больцмана законом излучения .

Поэтому, зная светимость и радиус З., легко рассчитать Т_э, и наоборот. С другой стороны, Т_э может быть определена по спектр. классу. Поэтому можно считать, что спектр, классификация З. (для осн. классов) есть классификация по эффективным темп-рам.

Усреднённые характеристики З. осн. спектр, классов приведены в табл. 1. В табл. 2 указаны свойства отдельных, наиболее ярких или близких к нам З.

В табл. 1 и 2 использованы следующие обозначения: Sp - спектральный класс (римские цифры - светимости классы), M_b, - абс. болометрическая звёздная величина, Т_э - эффективная темп-ра; , L и R - соответственно масса, светимость и радиус З. в солнечных единицах, t_гп - время жизни З. на главной последовательности.

Табл. 1.- Усреднённые характеристики звёзд основных спектральных классов, находящихся на главной последовательности (арабские цифры - десятичные подразделения внутри класса)

Sp	Mb				Тэ, К	tгп, лет
O5	-10.1	60	790000	14	44000	3*106
B0	-7.1	16	52000	7.4	30000	107
B5	-2.7	7	830	3.9	15400	3*107
A0	+0.3	3	54	2.4	12500	2*108
A5	+1.7	2	14	1.7	8200	6*108
F0	+2.6	1.8	6.5	1.5	7200	2*109
F5	+3.4	1.5	3.2	1.4	6400	3*109
G0	+4.2	1.05	1.5	1.1	6000	5*109
G5	+4.9	0.92	0.8	0.92	5800	1.2*1010
K0	+5.6	0.78	0.4	0.85	5200	1.5*1010
K5	+6.7	0.69	0.15	0.72	4400	2*1010
M0	+7.4	0.51	0.08	0.60	3800	5*1010
M5	+9.6	0.2	0.01	0.27	3200	2*1011
M8	+11.9	0.1	0.001	0.11	2600	1012

Табл. 2.- Характеристики наиболее ярких или близких к нам звёзд

Звезда	Sp	Mb
Сириус А	A1 V	+0.79	2.2	22.4	1.8
Процион А	F5 IV-V	+2.59	1.7	6.7	1.7
Солнце	G2 V	+4.72	1.00	1.00	1.0
a Кентавра А	G2 V	+4.39	1.02	1.3	1.23
a Кентавра В	K5 V	+6.16	0.89	0.27	0.87
Крюгер 60В	M6	+11.4	0.15	0.007	0.40