Снятие мерки со звезд.

Блеск.

Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, - это различная яркость (блеск) звезд. Видимый блеск звезд оценивается в звездных величинах. Исторически сложившаяся система звездных величин присваивала 1-ю величину наиболее ярким звездам, а 6-ю - самым слабым. Впоследствии это шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пять звездных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз. Следовательно, разница в одну звездную величину означает, что звезда ярче другой в ~ 2.512 раза. Для более точных измерений шкала оказалась слишком грубой, поэтому пришлось вводить дробные значения. Звездные величины обозначают индексом m, который ставится вверху после числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2.3 .

Видимый блеск - легко измеримая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды - светимость, надо знать расстояние до нее.

Расстояние до звезд.

Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удаленным предметом. Этот метод называется триангуляцией.

Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звезд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведет два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает ее с разных точек земной орбиты, - а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далеких звезд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с нее был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.

С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии - парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1''. Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до нее простой формулой: r = 1/П, где r - расстояние в парсеках, П - годичный параллакс в секундах.

Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звезд.

Светимость.

Когда были измерены расстояния до ярких звезд, стало очевидно, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца (L = 4*10 Вт) принять за единицу, то мощность излучения Сириуса составит: 221 L , Веги - 50 L и т.д. Это, однако, не означает, что Солнце очень бледно выглядит по сравнению с остальными звездами, известны звезды, излучающие света в десятки тысяч раз меньше.

Цвет и температура.

Одна из легко измеримых звездных характеристик - цвет, который всегда указывает на ее температуру. В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой - один кельвин (1К).

Самые горячие звезды - всегда голубого и белого цвета, менее горячие - желтоватого, холодные - красноватого. Но даже наиболее холодные звезды имеют температуру 2-3 тыс. кельвинов - горячее любого расплавленного металла.

Человеческий взгляд способен лишь грубо определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приемники излучения, чувствительные к различным участкам видимого спектра.

Спектральная классификация звезд.

Более полную информацию о природе излучения звезд дает спектр. Специальный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства - дифракционной решетки - раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое - красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить ее температуру точнее, чем по цвету.

Многочисленные темные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда.

В начале ХХ в. была разработана спектральная классификация звезд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами (О, В, А, F, G, К, М), они отличаются набором наблюдаемых линий и плавно переходят один в другой. Вдоль этой последовательности уменьшается температура и изменяется цвет звезд - от голубого к красному. Звезды, относящиеся к классам О, В, и А, называются горячими или ранними, F и G - солнечными, К и М - холодными или поздними. Для более точной характеристики каждый класс разделен еще на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы.

Размеры звезд.

Звезды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?

На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звезд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет ее не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии ее Луной определяют угловой размер звезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить ее истинные размеры.

Но лишь небольшая часть звезд на небе расположена так удачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звездных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далеких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором - оптическим интерферометром. Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок ее полной светимости (L) и температуры (T). По законам излучения нагретых тел светимость звезды пропорциональна величине R T . Сравнивая какую-либо звезду с Солнцем, получают удобную для вычисления формулу:

Масса звезды.

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в ее центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же особенности ее жизненного пути.

Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Массы звезд заключены в пределах от нескольких десятков до 0.1 массы Солнца. Таким образом, по массе звезды различаются всего в несколько сот раз - гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз).