Зоркi I адлегласцi у межзорным асяроддзi.

Асноўныя характарыстыкi зорак.

Звёзды - сферически симметричные газовые (плазменные), раскалённые тела, находящиеся в состоянии теплового и гидростатического равновесия.

Это наиболее распространённые объекты во Вселенной. В них расположено более 98% массы космического вещества. Остальная часть рассеяна в межзвёздном пространстве.

Звезда является устойчивой саморегулирующей системой - следствие равновесия между силами гравитационного сжатия, газового и лучевого давления, количеством и скоростью генерации энергии и процессами теплоотвода (излучения).

Вводят такое понятие, как абсолютная звёздная величина, под которой понимают ту звёздную величину, которую бы имела звезда, будучи удаленной, на расстояние, равное 10 парсекам.

Абсолютная и видимая зв. величины связаны формулой:

М = m + 5 - 5lg r.

Диапазон возможных масс 10^-2 - 10² массы Солнца. При массах меньше указанного предела, в центральных районах формирующейся звезды не возникают условия, необходимые для возникновения и протекания термоядерных реакций. При массе больше предельной мощное излучение ядра активно противодействует дальнейшей концентрации вещества на поверхности звезды, либо, если масса и плотность слишком велики, облако в процессе эволюции сжимается в чёрную дыру.

Температура, радиусы, светимости.

Радиусы звёзд варьируются в широком диапазоне. Самые большие звёзды - красные сверхгиганты с радиусами в 100 - 1000 раз превышающими солнечный. Самые малые звёзды - белые карлики и нейтронные звёзды, радиусы которых в 100 - 10000 раз меньше солнечного.

Звезда Лейтена в созвездии Кита имеет диаметр в 10 раз меньше земного, а нейтронные звёзды имеют размеры порядка 10 км.

Средняя плотность красных сверхгигантов 10^-6 г/см³, а нейтронных звёзд более 10¹⁴ г/см³ , т.е. сравнима по плотности с ядерной материей.

Спектры, спектральная класiфiкацыя. Анамалii хiмiчнага саставу.

Спектры большинства звёзд удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других - усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы.

Звёзды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами. Эта классификация была впервые применена на Гарвардской обсерватории в начале нашего века.

Диаграмма Герцшпрунга - Рэссела.

Основные группы звёзд на диаграмме "спектр - светимость": главная последовательность, сверхгиганты, гиганты, субкарлики, белые карлики.

Диаграмма позволяет выделить различные группы звёзд, объединённые общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками. С помощью диаграммы можно исследовать химический состав и эволюцию звёзд.

Верхняя часть диаграммы соответствует звёздам большой светимости, которые при данном значении температуры отличаются большими размерами. Здесь располагаются гиганты и сверхгиганты.

Нижняя часть диаграммы занята звёздами малой светимости. Здесь находятся карлики.

В левой части располагаются горячие звёзды более ранних спектральных классов, а в правой - более холодные звёзды, соответствующие более поздним спектральным классам.

Диагональ, идущая слева вниз направо, называется главной последовательностью. Вдоль неё расположены звёзды, начиная от самых горячих до наиболее холодных.

Определив абсолютную звёздную величину и измерив визуальную, можем найти расстояние до звезды по формуле:

lg r = (m - М + 5)/5.

Ошибка определения расстояния по этому методу составляет 20% и не зависит от расстояния.

Двойные и кратные звёзды.

Наблюдения показывают, что некоторые звёзды объединены в физически связанные между собой пары. Они называются физическими двойными звёздами.

Оба компонента пары сильно притягиваются друг к другу, но сила притяжения уравновешивается центробежной силой вращения. Это приводит к орбитальному движению вокруг общего центра масс.

Например, звезда W Большой Медведицы состоит из двух одинаковых звёзд, которые обращаются вокруг общего центра масс с периодом 8 часов.

Двойственность системы обнаруживается с помощью спектрографа, а также путём изучения взаимных затмений, вызывающих переменность блеска. Эти звёзды нельзя увидеть раздельно. Такие системы называются спектрально-двойными или фотометрическими двойными.

Когда два компонента разделены сильнее, на расстояние в несколько сотен радиусов, их можно разрешить в телескоп. Такие пары называют визуально-двойными.

Иногда одна из звёзд настолько мала, что не видна и выдаёт своё присутствие, вызывая аномалии в движении главной звезды. Такие системы называются астрометрическими двойными.

Часто встречаются кратные звёздные системы, состоящие из нескольких звёзд. При этом такие пары могут быть одновременно визуально-двойными, спектрально-двойными и иметь невидимые спутники. Например, звезда Альфа Центавра.