рость движения звезды в результате доплеровского эффекта (на самом деле «Красное смещение» может иметь совсем другую трактовку, но пока что доплеровская трактовка является общепринятой).
В начале 20-х годов произошел переворот в научных представлениях о звездах, их начали рассматривать как физические тела, начали изучать структуру звезд, условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звездных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчеты источников энергии и внутреннего строения звезд. А начиная с середины XX столетия исследования звезд приобрели еще большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин для обработки результатов наблюдений.
Основными характеристиками звезд являются их масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии), эти величины часто выражают в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме основных параметров употребляются их производные - эффективная температура, спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере звезды, абсолютная звездная величина, т.е. звездная величина, которую бы имела звезда на стандартном расстоянии в 10 парсек, показатель цвета - разность звездных величин, определенных в двух разных спектральных областях.
Звездная величина - это мера освещенности, создаваемая звездой на Земле на плоскости, перпендикулярной падающим лучам. Впервые это понятие было введено Гипархом во II в. до н.э., который разделил все звезды, видимые невооруженным глазом, на 6 звездных величин: к 1-й были отнесены самые яркие, а к 6-й - самые слабые. Шкала деления - логарифмическая, изменению звездной величины на 5 соответствует изменение светимости в 100 раз (изменению звездной величины на единицу соответствует изменение светимости в 2,51 раза). Общее число звездных величин не определено, число звезд резко увеличивается с увеличением номера звездной величины, и в каталоги занесены звезды до 14 звездной величины включительно.
Звездный мир чрезвычайно разнообразен. Некоторые звезды по объему в миллионы раз больше и ярче Солнца (звезды-гиганты). Разнообразны и светимости звезд, так, светимость звезды S Золотой Рыбы в 400 тысяч раз больше светимости Солнца. Звезды бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Средняя плотность ряда гигантских звезд в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а средняя плотность так называемых белых карликов, наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды. Массы звезд различаются меньше.
У некоторых типов звезд блеск периодически изменяется, такие звезды называются переменными звездами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звездах. При этом за несколько суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от нее отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем звезда вновь сжимается до небольших размеров. Еще большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звезд.
Изучение спектров звезд позволяет определить химическое строение их атмосфер. Звезды, как и Солнце, состоят из тех же химических элементов, что и все тела на
Земле. В звездах преобладают водород (около 70% по весу) и гелий (около 25%), остальные элементы (среди них наиболее обильны кислород, азот, железо, углерод, неон) встречаются почти точно в том же составе, что и на Земле. Для наблюдений доступны пока лишь внешние слои звезд.
Звезды часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс, такие звезды называются двойными звездами. Встречаются также тройные и кратные системы звезд.
Взаимное расположение звезд с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике, в которой многие звезды группируются в звездные скопления, звездные ассоциации и другие образования.
Звезды изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звездная астрономия, рассматривающая звезды как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследует движение звезд, распределение их в Галактике и в скоплениях, различные статистические закономерности. Предметом изучения астрофизики являются физические процессы, происходящие в звездах, их излучение, строение и эволюция.
Основным источником энергии звезд являются термоядерные реакции, при которых из легких ядер образуются более тяжелые; чаще всего это превращение водорода в гелий. В звезде с массой, меньше двух солнечных, оно происходит, главным образом, путем соединения двух протонов в ядро дейтерия, затем превращением дейтерия в изотоп Не3 путем захвата протона, и, наконец, превращением двух ядер Не3 в Не4 и два протона. В более массивных звездах преобладает углеродно-азотная циклическая реакция, окончательным результатом реакции является синтез ядра гелия из четырех протонов с выделение^ энергии, ядра азота и углерода здесь играют лишь роль катализатора. Эти реакции идут только при температурах выше 10 млн. градусов, т.е. они могут проходить только в центральных частях звезд. В звездах малых масс, где температура в центре недостаточна для термоядерных реакций, источником энергии служит гравитационное сжатие звезды.
Звезды проходят определенный этап эволюции, в процессе которой химический состав недр звезды меняется. Превращение водорода в гелий увеличивает молекулярный вес газа, вследствие чего ядро сжимается, температура его растет, а соседний с ядром газ нормального состава расширяется. Звезда становится гигантом.
У массивных звезд ядро в конце эволюции неустойчиво, радиус его уменьшается до 10 км, и звезда превращается в нейтронную звезду, т.е. звезду, состоящую из одних нейтронов. Нейтронные звезды имеют сильное магнитное поле и быстро вращаются. Это приводит к наблюдаемым всплескам радиоизлучения, а иногда также и оптического, и рентгеновского излучения. Такие объекты называются пульсарами. Предполагается, что при еще больших массах происходит коллапс - неограниченное падение вещества к центру со скоростью, близкой к скорости света. Часть гравитационной энергии сжатия производит выброс оболочки со скоростью 7000 км/с. При этом звезда превращается в сверхновую, ее излучение увеличивается до нескольких светимостей Солнца, а затем постепенно, в течение нескольких месяцев угасает.
Поскольку недра звезд недоступны непосредственным наблюдениям, внутреннее строение звезд изучается путем построения теоретических звездных моделей, ко-
