Звезды — космические тела, состоящие из сильно ионизированного газа, в которых, во-первых, вся энергия, высвобождаемая при термо­ядерных реакциях, излучается через звездную атмосферу в космос и, во-вторых, давление газа внутри звезды уравновешивает вес ее внешних слоев. В звездах заключено более 90% всего вещества Вселенной. Яркость звезды в основном зависит от ее массы.

Спектральная классификация звезд

Детальная классификация буквами, а подклассы — цифрами,

Звездных спектров была разрабо — Класс О — самые горячие звез-

Тана в начале XX в. в Гарвардской ды во Вселенной: температура их

Обсерватории (США). Отдельные поверхности достигает 40 000 К. Ос-

Классы звезд обозначаются в ней новные линии спектра — слабые

Линии водорода и ионизированно­го и нейтрального гелия. Цвет звез­ды — голубой.

Класс В — менее горячие звезды (около 15 ООО К). Линии водорода и гелия более четкие. Цвет звезды

— голубовато-белый.

Класс А — широкие линии во­дорода, линий гелия нет. Темпера­тура — около 8500 К. Цвет звезды

— белый.

Класс F — слабые линии водо­рода, много линий ионизирован­ных металлов, в частности железа. Температура на поверхности — около 6600 К. Цвет звезды — жел­то вато-белый.

Класс G — звезды со спектром, подобным солнечному. Температура—

Около 5500 К. Цвет звеащы — желтый.

Класс К — звезды более холод­ные, чем Солнце. Температура — 4100 К. Слабые линии водорода, линии нейтральных металлов уси­лены, видны слабые полосы мо­лекул СН и CN. Цвет звезды — оранжевый.

Класс М— самые холодные звез­ды с температурой около 2800 К. Интенсивны линии металла, а так­же полосы молекул, особенно оки­си титана. Цвет звезды — красный. Класс М делится на три немного­численные группы холодных звезд спектральных классов R, N и S. В классах R и N видны темные поло­сы углерода и циана, а в классе S — окиси циркония.

Классы светимости звезд

Класса Название

Ярчайшие сверхгиганты Яркие сверхгиганты Нормальные сверхгиганты Яркие гиганты Нормальные гиганты Субгиганты

Карлики главной последовательности

Субкарлики

Белые карлики

Характеристика некоторых типов звезд

Красные карлики — наиболее распространенный тип звезд. По размеру они меньше Солнца, од­нако очень экономно расходуют свою энергию, что позволяет им существовать в течение десятков миллиардов лет.

Белые карлики — очень малень­кие и плотные звезды с высокими поверхностными температурами. Их радиус в сред кем равен земно­му, а масса соответствует массе Солнца. Светимость белых карли­ков в несколько тысяч раз меньше светимости Солнца. Белые карли­ки представляют собой конечную стадию эволюции звезд не очень больших масс. Ядерных источников энергии в звезде уже нет, и она еще очень долго светит, медленно остывая. Белые карлики устойчи­вы, если их масса не превышает 1,4 массы Солнца. Такой путь раз­вития ожидает и наше Солнце: че­рез 6—7 млрд. лет оно, пройдя ста­дию красного гиганта, станет бе­лым карликом.

Красные гиганты — промежу­точное состояние звезды, в кото­рой водород в центральной ее час­ти превратился в гелий. Она уве­личивается в размерах, и хотя тем­пература ее поверхности падает, излучаемая звездой энергия возра­стает во много раз, а в гелиевом ядре звезды начинается реакция превращения гелия в углерод. Мас­са этих звезд приблизительно рав­на массе Солнца.

Сверхгиганты — очень редкие звезды, поражающие своими раз — мерами. Диаметр гиганта Бетель — гейзе в созвездии Ориона достига­ет 1000 млн. км — почти в 300 раз больше Солнца.

Новые звезды — звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни, тысячи, а иногда и в мил­лионы раз. Достигнув наибольшей яркости, новая звезда начинает гас­нуть и через некоторое время (око­ло года) возвращается в спокойное состояние. Во время вспышки но­вые звезды выбрасывают с высо­кой скоростью газ. Все новые звез­ды — двойные, состоящие из бе­лого карлика и нормальной звезды, по массе и размерам немного усту­пающей Солнцу. Вспышки являют­ся результатом взаимодействия этих звезд и происходят с периодичнос­тью от 10 тыс. до 1 млн. лет.

Сверхновые звезды — конечный этап эволюции достаточно массив­ных звезд, при котором они, по­теряв значительную часть своей массы, утрачивают способность сопротивляться силе гравитации, и за долю секунды ядро звезды взрывается, разрывая ее на куски. В максимуме блеска она светит как несколько миллиардов звезд, по­добных Солнцу, а выделяемая энергия сопоставима с энергией, которую Солнце излучило за все время своего существования. Веще­ство звезды разлетается во все сто­роны со скоростью от нескольких тысяч до 20 тыс. км/с. Сверхновая звезда «разгорается» примерно в течение десяти дней, после чего ее блеск начинает медленно ослабе­вать, пока она не превратится в быстро вращающукхж нейтронную звезду или пульсар.

Нейтронные звезды и пульсары. Нейтронные звезды образуются после исчерпания Источников тер­моядерной энергии в недрах обыч­ной звезды, если ее масса к этому моменту превышает 1,4 массы Сол­нца. Это очень маленькие сверх­плотные небесные тела. Их диаметр не превышает нескольких десятков километров, а масса примерно рав­на массе Солнца. Плотность в ней­тронных звездах достигает 1 млн. т в 1 см3 и более. При этом ядра рас­падаются на нейтроны и протоны, а скорость электронов настолько велика, что происходит их слия­ние с протонами, причем элект­рические заряды электронов ней­трализуются и образуются нейтро­ны. Нейтронные звезды могут быть и пульсарами — радиоисточника­ми огромной мощности, чье элек­тромагнитное излучение изменяет­ся строго периодически: от долей секунды до нескольких минут.

Черные дыры. Они возникают в конце эволюции достаточно мас­сивных звезд. После исчерпания запасов ядерного горючего звезда теряет устойчивость и под действи­ем собственной гравитации начи­нает быстро сжиматься. Происхо­дит так называемый гравитацион­ный коллапс. Сила гравитации в черных дырах настолько велика, что ее не может покинуть даже све­товое излучение. Вблизи черных дыр должны резко изменяться свойства пространства и времени.

Переменные звезды — звезды с изменяемым видимым блеском. Де­лятся на пульсирующие, эруптив­ные (взрывные) и затменные. Пульсирующие звезды обладают плавным изменением блеска. Для взрывных звезд характерны одно­кратные или повторяющиеся вспышки взрывного характера с внезапным увеличением яркости (сверхновые, новые, повторно новые звезды). Затменные звезды — двойные звезды, которые пооче­редно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска.

Цефеиды — пульсирующие пе­ременные звезды, блеск которых плавно и периодически меняется. Название происходит от звезды дельта Цефея. Причиной этих из­менений является пульсация вне­шних слоев звезды — поочередное сжатие и расширение под действи­ем сил притяжения к центру звез­ды и давления газа. Период изме­нения блеска цефеиды зависит от ее светимости. Одна из самых из­вестных цефеид — Полярная звез­да в созвездии Малой Медведицы.

Двойные звезды — пары звезд, связанных в одну систему силами тяготения. Обе звезды описывают свои орбиты вокруг общего цент­ра масс. Существуют тройные, чет­верные звезды; их называют крат­ными. Около 70% всех звезд вхо­дит в состав двойных или кратных звезд различного вида.

Созвездия

По международному соглашению небо разделено на 88 созвездий.