Большая Советская Энциклопедия (ЗВ)
Шрифт:
З. часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие З. называются двойными звёздами. Встречаются также тройные и кратные
системы З.
Взаимное расположение З. с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике. Звёзды образуют в пространстве огромные звёздные системы — галактики. В состав нашей Галактики (к которой принадлежит Солнце) входит более 100 млрд. З. Изучение строения Галактики показывает, что многие З. группируются в звёздные скопления, звёздные ассоциации и др. образования.
З. изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звёздная астрономия, рассматривающая З. как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследует движение З., распределение их в Галактике и в скоплениях, различные статистические закономерности. Предметом изучения астрофизики являются физические процессы, происходящие в З., их излучение, строение, эволюция.
Массы звёзд. Массы могут быть определены непосредственно лишь у двойных З. на основе изучения их орбит. У спектрально-двойных З. измерения смещений спектральных линий вследствие эффекта Доплера позволяют определить период обращения компонентов и проекции макс. скорости каждого компонента на луч зрения. Аналогичные измерения можно провести и у некоторых визуально-двойных З. Этих данных достаточно для вычисления отношения масс компонентов. Абсолютные значения масс определяются, если система является в то же время и затменно-двойной, т. е. если её орбита видна с ребра и компоненты З. попеременно закрывают друг друга. Изучение масс двойных З. показывает, что между массами и светимостями З. главной последовательности существует статистическая зависимость (см. «Масса — светимость» диаграмма). Эта зависимость, распространённая и на одиночные З., позволяет косвенно, определяя светимости З., оценивать и их массы.
Светимости звёзд и расстояния до них. Основной метод
Зная расстояние до З. и её видимую звёздную величину m, можно найти абсолютную звёздную величину М по формуле:
М = m +5-5 lg r,
где r — расстояние до З., выраженное в парсеках. Определив средние абсолютные звёздные величины для З. тех или иных спектральных классов и сопоставив с ними видимые звёздные величины отдельных З. этих же классов, можно определить расстояния и до удалённых З., для которых параллактические смещения неощутимы (это т. н. спектральные параллаксы). Абсолютные звёздные величины некоторых типов переменных звёзд (например, цефеид) можно установить по величине периода изменения блеска, что также позволяет определять расстояния до них.
Расстояния оцениваются также по систематическим компонентам лучевых скоростей и собственных движений звёзд, обусловленным особенностями вращения Галактики и движением Солнца (вместе с Землёй) в пространстве и зависящим, т. о., от удалённости З. Чтобы исключить влияние собственных скоростей отдельных З., определяют расстояние сразу до большой группы их (статистические или групповые параллаксы).
Наиболее яркие З. приведены в табл. 1, ближайшие З. — в табл. 2.
Табл. 1.—Наиболее яркие звезды
| Название | Видимая звёздная величина (систе- ма V) | Спект-ральный класс и класс свети- мости | Собст- венное движе- ние | Парал- лакс | Лучевая скорость, км/сек | Тангенци- альная скорость, км/сек | Абсолют- ная звёздная величина (систе- ма V) | Светимость (в единицах светимости Солнца) | |
| a | Большого Пса | –1,46 | А1 V | 1,32“ | 0,375“ | – 8 | 17 | + 1,4 | 22,4 |
| 8,5 | А5 | +11,4 | 0,002 | ||||||
| a | Киля | – 0,75 | F0 lb-ll | 0,02 | 0,018 | +20 | 5 | – 4,4 | 4700 |
| a | Волопаса | – 0,05 | К2 IIIp | 2,28 | 0.090 | – 5 | 120 | – 0,3 | 107 |
| a | Лиры | +0,03 | А0 V | 0,34 | 0,123 | – 14 | 13 | – +0,5 | 51 |
| a | Центавра | 0,06 | G2 V | 3,68 | 0,751 | – -22 | 23 | +4,5 | 1,3 |
| 1,51 | К5 | +5,9 | 0,34 | ||||||
| a | Возничего | 0,08 | G8 III | 0,44 | 0,073 | +30 | 29 | – 0,6 | 141 |
| b | Ориона | 0,13 | В8 Iа | 0,00 | 0,003 | +24 | 0 | – 7,5 | 81000 |
| a | Малого Пса | 0,37 | F5 IV-V | 1,25 | 0,288 | – 3 | 20 | +2,6 | 7,4 |
| 10,8 | белый карлик | 13,1 | 0,0004 | ||||||
| a | Ориона | 0,42 пер. | М2 lab | 0,03 | 0,005 | +21 | 28 | – 6,1 | 22400 |
| a | Эридана | 0,47 | В5 IV | 0,10 | 0,032 | +19 | 15 | – 2,0 | 510 |
| b | Центавра | 0,59 | В1 II | 0,04 | 0,016 | – 12 | 11 | – 3,4 | 1860 |
| a | Орла | 0,76 | А7 IV-V | 0,66 | 0,198 | – 26 | 16 | +2,3 | 9,8 |
| a | Креста | 0,79 | В1 IV | 0,04 | 0,008 | – 6 | 24 | – 4,7 | 6200 |
| 1,3 | В1 | – 4,2 | 3700 | ||||||
| a | Тельца | 0,86 | К5 III | 0,20 | 0,048 | +54 | 20 | – 0,7 | 155 |
| 13,6 | М2 V | +11,8 | 0,0015 | ||||||
| a | Скорпиона | 0,91 пер. | MI la | 0,03 | 0,019 | – 3 | 7 | – 2,7 | 980 |
| 6,8 | В4 | +3,2 | 4,1 | ||||||
| a | Девы | 0,97 пер. | В1 V | 0,05 | 0,021 | +1 | 11 | – 2,4 | 740 |
| b | Близнецов | 1,14 | К0 III | 0,62 | 0,093 | +3 | 32 | +1,0 | 32 |
| a | Южной Рыбы | 1,16 | A3 V | 0,37 | 0,144 | +6 | 12 | +2,0 | 13 |
| a | Лебедя | 1,25 пер. | А2 la | 0,00 | 0,003 | – 3 | 0 | – 6,2 | 24 600 |
| a | Льва | 1,35 пер. | B7 V | 0,24 | 0,039 | +3 | 29 | – 0,7 | 155 |
| 7,6 | К2 | +5,6 | 0,45 | ||||||
| 13 | +11 | 0,003 |
Табл. 2.— Ближайшие звёзды
| Название | Видимая звёздная величина (система V) | Спектраль- ный класс и класс светимости | Собст- венное движе- ние | Парал- лакс | Расстоя- ние, парсек | Абсолютная звёздная величина (система V) |
| Ближайшая Центавра | 10,68 | М5е | 3,85“ | 0,762“ | 1,31 | +15,1 |
| a Центавра А | 0,32 | G2 V | 3,79 | 0,751 | 1,33 | +4,76 |
| a Центавра В | 1,72 | K5 V | +6,16 | |||
| Звезда Барнарда | 9,54 | М5 V | 10,30 | 0,545 | 1,83 | +13,22 |
| Вольф № 359 | 13,66 | dM6e | 4,84 | 0,427 | 2,34 | +16,62 |
| BD +36°2147 | 7,47 | M2V | 4,78 | 0,396 | 2,52 | +10,46 |
| Сириус А | – 1,47 | А1 V | 1,32 | 0,375 | 2,66 | +1,42 |
| Сириус В | 8,67 | А5 | +11,55 | |||
| Лейтен 726—8 (UV Кита) | 12,45 | dM6e | 3,36 | 0,371 | 2,69 | +15,3 |
| 12,95 | dM6e | +15,8 | ||||
| Росс №154 | 10,6 | dM4e | 0,67 | 0,340 | 2,93 | +13,3 |
| Росс № 248 | 12,24 | dM6e | 1,58 | 0,316 | 3,16 | +14,74 |
| e Эридана | 3,73 | К2 V | 0,97 | 0,303 | 3,30 | +6,14 |
| Росс № 128 | 11,13 | dM5 | 1,40 | 0,298 | 3,34 | +13,50 |
| Лейтен 789-6 | 12,58 | dM6e | 3,27 | 0,298 | 3,34 | +14,9 |
| 61 Лебедя А | 5,19 | K5 V | 5,22 | 0,292 | 3,42 | +7,52 |
| 61 Лебедя В | 6,02 | K7 V | +8,35 | |||
| Процион А | 0,34 | F5 IV-V | 1,25 | 0,288 | 3,48 | +2,67 |
| Процион В | 10,7 | dF | +13,1 | |||
| e Индейца | 4,73 | K5 V | 4,67 | 0,285 | 3,50 | +7,0 |
| BD +59° 1915 А | 8,90 | dM4 | 2,29 | 0,278 | 3,58 | +11,12 |
| BD+59° 1915 В | 9,69 | dM5 | +11,91 | |||
| BD +43° 44A | 8,07 | MI V | 2,91 | 0,278 | 3,58 | +10,29 |
| BD +43° 44В | 11,04 | M6 V | +13,26 | |||
| t Кита | 3,50 | G8 Vp | 1,92 | 0,275 | 3,62 | +5,70 |
| CD +36° 15693 | 7,39 | M2 V | 6,87 | 0,273 | 3,65 | +9,57 |
| BD +5° 1668 | 9,82 | dM4 | 3,73 | 0,266 | 3,75 | +11,95 |
| CD-39° 4192 | 6,72 | MOI | 3,46 | 0,255 | 3,90 | +8,75 |
| Звезда Каптейна | 8,8 | sdMO | 8,79 | 0,251 | 3,99 | +10,8 |
Температуры и спектральные классы звёзд. Распределение энергии в спектрах раскалённых тел неодинаково; в зависимости от температуры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у З., изучение распределения энергии в звёздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их температуры (см. Температура в астрофизике). температуры З. определяют также по относительным интенсивностям некоторых линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс З. (см. Спектральная классификация звёзд). Спектральные классы З. зависят от температуры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звёзд С (ранее обозначавшихся R, N), а от класса К — побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие З. — ядра планетарных туманностей (класс Р) и Вольфа — Райе звёзды с широкими яркими линиями излучения в спектре (класс W). Зная механизм образования линий в спектрах, температуру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности З., связанное со средней плотностью её фотосферы, а следовательно, и размерами З. (плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температуры З. называется шкалой эффективных температур. Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения З. приходится на невидимые области спектра — ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютная звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра (болометрическая поправка), дают возможность найти полную светимостьзвезды.
Радиусы звёзд. Зная эффективную температуру Tef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:
L=4pR2sT4ef
основанной на Стефана — Больцмана законе излучения (s — постоянная Стефана). Радиусы З. с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров. У затменно-двойных З. могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты.
Вращение звёзд. Вращение З. изучается по их спектрам. При вращении один край диска З. удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре З., получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. З. ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100—200 км/сек и больше. Скорости вращения более холодных З. — значительно меньше (несколько км/сек). Уменьшение скорости вращения З. связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему её газо-пылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения З. принимает форму сплюснутого сфероида. Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего температура на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности З. возникают меридиональные течения от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубоких слоях З. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции.