Звёзды

Ближайшая к Земле звезда — Солнце. Остальные звезды находятся на столь больших расстояниях от Земли, что даже в самые сильные телескопы видны лишь как светящиеся точки различной яркости и цвета. В каждой полусфере неба без телескопа можно наблюдать около 3 тыс., а с его помощью — сотни тысяч звезд, принадлежащих в основном нашей Галактике.

Общее число звезд в Галактике около 100 млрд.

Светимость (полная энергия, излучаемая с поверхности), масса, радиус и химический состав.

Массы звёзд — в пределах от 0,08 до 100 масс Солнца, радиусы могут быть в несколько раз меньше и в 1000 раз больше солнечного. Поверхностные температуры звёзд в основном в интервале от 2 до 5 тыс. К.

Установлено, что чем больше масса звезды, тем больше её радиус и тем выше температура на поверхности. 2/3 массы звезды составляет водород, 1/3 — гелий, суммарное содержание более тяжёлых химических элементов не превышает 1%. Все данные о свойствах звёзд получены из анализа их наблюдаемого излучения.

Общепризнанно, что звёзды образуются из газопылевых облаков, богатых водородом, в результате сжатия под действием сил тяготения. При достижении в центре конденсации высокой плотности и температуры (около 10–12 млн градусов) начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Рождается звезда, и на этом этапе она проводит 90% своей жизни. Время жизни звезды зависит от её массы. Самые массивные звёзды (более 8 масс Солнца) живут несколько млн лет и в конечной эволюции претерпевают катастрофу: либо взрыв, наблюдаемый как сверхновая звезда, в результате которого большая часть её вещества разбрасывается в космическом пространстве, а остаток превращается в нейтронную звезду (компактный объект радиусом около 10–15 км, состоящий из сверхплотного вещества), либо катастрофическое сжатие звезды, приводящее к образованию «чёрной дыры» (гипотетический объект с необычными свойствами, не позволяющими наблюдать его классическими методами).

Эволюция звезды с массами менее трёх масс Солнца, к которым относится и наше Солнце, протекает спокойно. После выгорания водорода в ядре они превращаются в гелиевые белые карлики — плотные, компактные объекты, которые светятся за счёт остывания и имеют размеры, сравнимые с размерами Земли. Звезда с массой Солнца живёт около 10 млрд лет.

Звёзды промежуточных масс после выгорания водорода, а затем и гелия в ядре могут сбрасывать вещество с поверхности, и на этом этапе их наблюдают как планетарные туманности — горячие звёзды, окружённые одной или несколькими расширяющимися оболочками. Такие звёзды завершают жизнь как углеродно-кислородные белые карлики. У одиночных звёзд на стадии горения водорода физические характеристики практически не меняются (стационарные звёзды).

Существуют переменные и нестационарные звёзды, блеск которых меняется периодически или неправильным образом за время от доли суток до десятков и сотен лет. Причины изменения блеска — двойственность звёзд или физическая переменность, обусловленная пульсациями у одиночных звёзд и разнообразными эффектами взаимодействия в двойных системах.

Казанские астрономы наблюдают звёзды с момента постройки первой Казанской городской астрономической обсерватории (1814 г.).

В XIX в. учёные И.М.Симонов, М.В.Ляпунов, М.А.Ковальский, Д.И.Дубяго проводили позиционные наблюдения с целью определения координат светил на небесной сфере и изучения их пространственных движений. Изучение физических характеристик звёзд началось в 1920-е гг. с наблюдений Д.Я.Мартынова и А.Д.Дубяго за изменением блеска двойных звёзд В.А.Кратом выполнено теоретическое исследование фигур компонентов тесных двойных систем (1937 г.). М.И.Лавров определил размеры и массы у выборки двойных звёзд (1976 г.).

Данные о распределении температуры, давления, плотности в поверхностных слоях звёзд и о содержании химических элементов, получаемые при анализе звёздных спектров Н.А.Сахибуллиным и его учениками (с 1991 г.), позволяют делать выводы об эволюции звёзд и истории нуклеосинтеза в Галактике. Изучаются физические процессы в двойных системах с релятивистским компонентом, структура и излучение аккреционных дисков вокруг звёзд.

Физика космоса: Маленькая энциклопедия. Москва, 1986.                  

Автор – Л.И.Машонкина