нижнее белье для полных
მედიცინის კვლევები

   Велика Радянська Енциклопедія

Зірки

   
 

Зірки, самосветящиеся небесні тіла, що складаються з розпечених газів, за своєю природою схожі з Сонцем. Сонце здається незрівнянно більше З. тільки завдяки близькості його до Землі: від Сонця до Землі світло йде 8 1/3 хв, а від найближчої зірки (Центавра - 4 року 3 міс. Через великі відстані від Землі З. і в телескоп видно як точки, а не як диски (на відміну від планет). Число З., видимих ??неозброєним оком на обох півкулях небесної сфери в безмісячну ніч, становить близько 5 тис. У потужні телескопи видно мільярди З.

Загальні відомості про зірки. Коротка історія вивчення зірок. Вивчення З. було викликано потребами матеріального життя суспільства (необхідність орієнтування при подорожах, створення календаря, визначення точного часу). Вже в глибокій старовині зоряне небо було розділено на сузір'я. Довгий час З. вважалися нерухомими точками, по відношенню до яких спостерігалися руху планет і комет. З часів Аристотеля (4 в. до н. е..) протягом багатьох століть панували погляди, згідно з якими зоряне небо вважалося вічною і незмінною кришталевою сферою, за межами якої знаходилося житло богів. Наприкінці 16 в. італійський астроном Джордано Бруно вчив, що З. - це далекі тіла, подібні до нашого Сонця. У 1596 (німецький астроном І. Фабриціус ) була відкрита перша змінна З., а в 1650 (італійський вчений Дж. Риччоли) - перша подвійна З. У 1718 англійський астроном Е. Галлей виявив власні руху трьох З. У середині і в 2-й половині 18 в. російський вчений М. В. Ломоносов, німецький учений І. Кант, англійські астрономи Т. Райт і В. Гершель та ін висловлювали правильні ідеї про ту зоряній системі, в яку входить Сонце. У 1835-39 російський астроном В. Я. Струве, німецький астроном Ф. Бессель і англійський астроном Т. Гендерсон вперше визначили відстані до трьох близьких З. У 60-х рр.. 19 в. для вивчення З. застосували спектроскоп, а в 80-х рр.. стали користуватися і фотографією. Російський астроном А. А. Білопільський в 1900 експериментально довів для світлових явищ справедливість принципу Доплера, на підставі якого щодо зміщення ліній у спектрі небесних світил можна визначити їх швидкість руху вздовж променя зору. Накопичення спостережень і розвиток фізики розширили уявлення про З.

На початку 20 в., особливо після 1920, стався переворот в наукових уявленнях про З. Їх почали розглядати як фізичні тіла; стали вивчатися структура З., умови рівноваги їх речовини, джерела енергії. Цей переворот був пов'язаний з успіхами атомної фізики, які призвели до кількісної теорії зоряних спектрів, і з досягненнями ядерної фізики, які дали можливість провести аналогічні розрахунки джерел енергії та внутрішньої будови З. (найбільш важливі результати були отримані німецькими вченими Р. Емден, К. Шварцшильда, Х. Бете, англійськими вченими А. Еддінгтоном, Е. Мілном, Дж. Джинси, американськими вченими Г. Ресселом, Р. Крісті, радянським ученим С. А. Жевакин). У середині 20 в. дослідження З. придбали ще більшу глибину в зв'язку з розширенням спостережних можливостей і застосуванням електронних обчислювальних машин (американські вчені М. Шварцшильда, А. Сандідж, англійський учений Ф. Хойл, японський вчений С. Хаясі та ін.) Великі успіхи були досягнуті також у вивченні процесів переносу енергії в фотосфера З. (радянські вчені Е. Р. Мустель, В. В. Соболєв, американський вчений С. Чандрасекар) і в дослідженнях структури і динаміки зоряних систем (голландський вчений Я. Оорт, радянські вчені П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин та ін.)

Параметри зірок. Основні характеристики З. - маса, радіус (не рахуючи зовнішніх прозорих шарів), світність (повна кількість випромінюваної енергії); ці величини часто виражаються в частках маси, радіусу і світності Сонця. Крім основних параметрів, вживаються їх похідні: ефективна температура; спектральний клас, що характеризує ступінь іонізації і збудження атомів в атмосфері З.; абсолютна зоряна величина (тобто зоряна величина, яку мала б З. на стандартній відстані 10 парсек ); показник кольору (різниця зоряних величин, визначених у двох різних спектральних областях).

Зоряний світ надзвичайно різноманітний. Деякі З. в мільйони разів більше (за обсягом) і яскравіше Сонця ( зірки-гіганти ); в той же час є безліч З., які за розмірами та кількістю випромінюваної ними енергії значно поступаються Сонцю ( зірки-карлики ) (див. рис. 1 ). Різноманітні і світності З., так, світність З. S Золотої Риби в 400 тис. разів більше світності Сонця. З. бувають розріджені і надзвичайно щільні. Середня щільність ряду гігантських З. в сотні тисяч разів менше щільності води, а середня щільність т. н. білих карликів , навпаки, в сотні тисяч разів більше щільності води. Маси З. розрізняються менше.

У деяких типів З. блиск періодично змінюється; такі З. називаються змінними зірками . Грандіозні зміни, супроводжувані раптовими збільшеннями блиску, відбуваються в нових зірках . При цьому за кілька діб невелика зірка-карлик збільшується, від неї відділяється газова оболонка, яка, продовжуючи розширюватися, розсіюється в просторі. Потім З. знову стискається до невеликих розмірів. Ще більші зміни відбуваються під час спалахів наднових зірок .

Вивчення спектрів З. дозволяє визначити хімічний склад їх атмосфер. З., як і Сонце, складаються з тих же хімічних елементів, що і всі тіла на Землі.

У З. переважають водень (близько 70% за вагою) і гелій (близько 25%); інші елементи (серед них найбільш рясні кисень, азот, залізо, вуглець, неон) зустрічаються майже точно в тому ж співвідношенні, що і на Землі. Для спостережень поки доступні лише зовнішні шари З. Однак зіставлення даних безпосередніх спостережень з висновками, що випливають із загальних законів фізики, дозволило побудувати теорію внутрішньої будови З. і джерел зоряної енергії.

Сонце за всіма ознаками є рядовий З. Є всі підстави припускати, що багато З., як і Сонце, мають планетні системи. Внаслідок дальності відстані поки що не вдається безпосередньо побачити такі супутники З. навіть у найпотужніші телескопи. Для їх виявлення необхідні тонкі методи дослідження, ретельні спостереження протягом десятків років і складні розрахунки. У 1938 шведський астроном Е. Хольмберг запідозрив, а пізніше радянський астроном А. Н. Дейч та ін встановили існування невидимих ??супутників у зірки 61 Лебедя та інших близьких до Сонця З. Наша планетна система, т. о., не є винятковим явищем. На багатьох планетах, що оточують інші З., також ймовірно існування життя, і Земля не представляє в цьому відношенні винятку.

З. часто розташовані парами, що обертаються навколо загального центру мас; такі З. називаються подвійними зірками . Зустрічаються також потрійні і кратні

системи З.

Взаємне розташування З. з плином часу повільно змінюється внаслідок їх рухів в Галактиці . Зірки утворюють в просторі величезні зоряні системи - галактики . До складу нашої Галактики (до якої належить Сонце) входить більше 100 млрд. З. Вивчення будови Галактики показує, що багато З. групуються в зоряні скупчення , зоряні асоціації та ін освіти.

З. вивчаються в двох доповнюють один одного напрямках. Зоряна астрономія , яка розглядає З. як об'єкти, що характеризуються тими чи іншими особливостями, досліджує рух З., розподіл їх в Галактиці і в скупченнях, різні статистичні закономірності. Предметом вивчення астрофізики є фізичні процеси, що відбуваються в З., їх випромінювання, будова, еволюція.

Маси зірок. Маси можуть бути визначені безпосередньо лише у подвійних З. на основі вивчення їх орбіт. У спектрально-подвійних З. виміру зсувів спектральних ліній внаслідок ефекту Доплера дозволяють визначити період обертання компонентів і проекції макс. швидкості кожного компонента на промінь зору. Аналогічні вимірювання можна провести і у деяких візуально-подвійних З. Цих даних достатньо для обчислення відношення мас компонентів. Абсолютні значення мас визначаються, якщо система є в той же час і затемнення-подвійний, тобто якщо її орбіта видно з ребра і компоненти З. поперемінно закривають один одного. Вивчення мас подвійних З. показує, що між масами і светімостямі З. головної послідовності існує статистична залежність (див. "Маса - світність" діаграма ). Ця залежність, поширена і на одиночні З., дозволяє побічно, визначаючи світності З., оцінювати і їх маси.

Світності зірок і відстані до них. Основний метод визначення відстаней до З. полягає у вимірюванні їх видимих ??зміщень на тлі більш далеких З., обумовлених зверненням Землі навколо Сонця. По зсуву ( паралаксу ), величина якого обернено пропорційна відстані, обчислюють і саме відстань. Однак такий спосіб вимірювань застосуємо тільки до найближчих З.

Знаючи відстань до З. та її видиму зоряну величину m, можна знайти абсолютну зоряну величину М за формулою:

М = m +5-5 lg r,

де r - відстань до З., виражене в парсеках . Визначивши середні абсолютні зоряні величини для З. тих чи інших спектральних класів і зіставивши з ними видимі зоряні величини окремих З. цих же класів, можна визначити відстані і до віддалених З., для яких параллактические зміщення невідчутні (це т. н. спектральні паралакси). Абсолютні зоряні величини деяких типів змінних зірок (наприклад, цефеїд ) можна встановити за величиною періоду зміни блиску, що також дозволяє визначати відстані до них.

Відстані оцінюються також по систематичним компонентам променевих швидкостей и власних рухів зірок , обумовленим особливостями обертання Галактики і рухом Сонця (разом із Землею) в просторі і залежних, т. о., від віддаленості З. Щоб виключити вплив власних швидкостей окремих З., визначають відстань відразу до великої групи їх (статистичні або групові паралакси).

Найбільш яскраві З. наведено в табл. 1, найближчі З. - в табл. 2.

Температури і спектральні класи зірок. Розподіл енергії в спектрах розпечених тел неоднаково: залежно від температури максимум випромінювання припадає на різні довжини хвиль, змінюється колір сумарного випромінювання. Дослідження цих ефектів у З., вивчення розподілу енергії в зоряних спектрах, вимірювання показників кольору дозволяють визначати їх температури ( см. Температура в астрофізиці). температури З. визначають також за відносними интенсивностям деяких ліній в їх спектрі, що дозволяє встановити спектральний клас З. (див. Спектральна класифікація зірок ). Спектральні класи З. залежать від температури і з спадання її позначаються літерами: О, В, A, F, G, К, М. Крім того, від класу G відгалужується побічний ряд вуглецевих зірок С (раніше позначалися R, N), а від класу К - побічна гілка S. З класу Про виділяють більш гарячі З. - ядра планетарних туманностей (клас Р) і Вольфа - Райе зірки з широкими яскравими лініями випромінювання в спектрі (клас W). Знаючи механізм утворення ліній у спектрах, температуру можна обчислити за спектрального класу, якщо відомо прискорення сили тяжіння на поверхні З., пов'язане із середньою щільністю її фотосфери, а отже, і розмірами З. (щільність може бути оцінена по тонких особливостям спектрів). Залежність спектрального класу або показника кольору від ефективної температури З. називається шкалою ефективних температур. Знаючи температуру, можна теоретично розрахувати, яка частка випромінювання З. припадає на невидимі області спектра - ультрафіолетову та інфрачервону. Абсолютна зоряна величина і поправка, що враховує випромінювання в ультрафіолетовій та інфрачервоній частинах спектра (болометрична поправка), дають можливість знайти повну світність зірки.

Радіуси зірок. Знаючи ефективну температуру T ef і світність L, можна обчислити радіус R зірки за формулою:

© L = 4pR 2 sT 4 ef

заснованої на Стефана - Больцмана законі випромінювання (s - постійна Стефана). Радіуси З. з великими кутовими розмірами можуть бути виміряні безпосередньо за допомогою зіркових інтерферометрів . У затемнення -подвійних З. можуть бути обчислені значення найбільших діаметрів компонентів, виражені в частках великої півосі їх відносної орбіти.

Обертання зірок. Обертання З. вивчається за їхніми спектрами. При обертанні один край диска З. віддаляється від нас, а інший наближається з тією ж швидкістю. В результаті в спектрі З., отримує одночасно від усього диска, лінії розширюються і, відповідно до принципу Доплера, набувають характерний контур, за яким можливо визначати швидкість обертання. З. ранніх спектральних класів О, В, А обертаються зі швидкостями (на екваторі) 100-200 км / сек і більше. Швидкості обертання більш холодних З. - значно менше (кілька км / сек ). Зменшення швидкості обертання З. пов'язано, мабуть, з переходом частини моменту кількості руху до навколишнього її газо -пиловим диску внаслідок дії магнітних сил. Через швидке обертання З. приймає форму сплюсненого сфероида. Випромінювання з зоряних надр просочується до полюсів швидше, ніж до екватора, внаслідок чого температура на полюсах виявляється більш високою. Тому на поверхні З. виникають меридіональні течії від полюсів до екватора, які замикаються в глибоких шарах З. Такі рухи відіграють істотну роль в перемішуванні речовини в шарах, де немає конвекції.

Залежності між зоряними параметрами. Маси З. укладені в межах від 0,04 до 100 мас Сонця, світності від 5Ї10 -4 до 10 5 светимостей Сонця, радіуси від 2Ї10 -1 до 10 3 радіусів Сонця. Ці параметри пов'язані певними залежностями. Найбільш важливі з них виявляються на діаграмах "спектр - світність" ( Герцшпрунга - Ресселла діаграмах ) або "ефективна температура - світність", та ін Майже всі З. розташовуються на таких діаграмах вздовж кількох смуг, схематично зображених на рис. 2 і відповідають різним послідовностям, пли класам світності. Більшість З. розташоване на головній послідовності (V клас світності). Лівий її кінець утворюють З. класу О з температурами 30 000-50 000?, правий - червоні зірки-карлики класу Мз температурами 3000-4000?. На діаграмі видно послідовність гігантів (III клас), до якої входять З. високої світності (тобто мають великі радіуси). Вище розташовані послідовності ще більш яскравих надгігантів Ia, Iв та II. (Належність З. до числа карликів, гігантів і надгігантів позначалася раніше літерами d, g і з перед спектральним класом.) Внизу діаграми розташовані білі карлики (VII), розміри яких порівнянні з розмірами Землі при щільності порядку 106 г / см3. Крім цих основних послідовностей, відзначаються субгіганти (IV) і субкарлики (VI).

Діаграма Герцшпрунга - Ресселла знайшла своє пояснення в теорії внутрішньої будови З.

Внутрішня будова зірок. Оскільки надра З. недоступні безпосереднім спостереженнями, внутрішню будову З. вивчається шляхом побудови теоретичних зоряних моделей, Яким відповідають значення мас, радіусів і светимостей, які спостерігаються у реальних З. В основі теорії внутрішньої будови звичайних З. лежить уявлення про З. як про газовий кулі, що знаходиться в механічному і тепловій рівновазі, в протягом тривалого часу не розширюється і не стискається. Механічне рівновага підтримується силами гравітації, спрямованими до центру З., і газовим тиском у надрах З., чинним назовні і уравновешивающим сили гравітації. Тиск зростає з глибиною, а разом з ним збільшуються і щільність і температура. Теплове рівновагу полягає в тому, що температура З. - у всіх її елементарних обсягах - практично не змінюється з часом, тобто що кількість енергії, що йде з кожного такого обсягу, компенсується що приходить в нього енергією, а також енергією, що виробляється там ядерними або ін джерелами.

температури звичайних З. змінюються від декількох тис. градусів на поверхні до десяти млн. градусів і більше в центрі. При таких температурах речовина складається з майже повністю іонізованих атомів, завдяки чому виявляється можливим в розрахунках зоряних моделей застосовувати рівняння стану ідеального газу. При дослідженнях внутрішньої будови З. істотне значення мають передумови про джерела енергії, хімічному складі З. і про механізм переносу енергії.

Основним механізмом переносу енергії в З. є промениста теплопровідність. При цьому дифузія тепла з більш гарячих внутрішніх областей З. назовні відбувається за допомогою квантів ультрафіолетового випромінювання, що випускається гарячим газом. Ці кванти поглинаються в ін частинах З. і знову випромінюються; в міру переходу в зовнішні, більш холодні шари частота випромінювання зменшується. Швидкість дифузії визначається середньою величиною пробігу кванта, яка залежить від прозорості зоряного речовини, яка характеризується коефіцієнт поглинання. Основними механізмами поглинання в З. є фотоелектричне поглинання і розсіяння вільними електронами.

Лучистая теплопровідність є основним видом переносу енергії для більшості З. Однак у деяких частинах З., а в З. з малою масою - майже у всьому обсязі, істотну роль грає конвективний перенесення енергії, тобто перенесення тепла масами газу, що піднімаються і спускаються під впливом відмінності температури. Конвективний перенос, якщо він діє, набагато ефективніше променистого, але конвекція виникає тільки там, де водень або гелій ионизована частково: в цьому випадку енергія їх рекомбінації підтримує рух газових мас. У Сонця зона конвекції займає шар від поверхні до глибини, рівний близько 0,1 його радіуса: нижче цього шару водень і гелій ионизована вже повністю. У холодних З. повна іонізація наступає на більшій глибині, так що конвективна зона у них товщі і охоплює більшу частину обсягу. Навпаки, у гарячих З. водень і гелій повністю ионизована, починаючи майже від самої поверхні, тому у них немає зовнішньої конвективної зони. Однак вони мають конвективное ядро, де руху підтримуються теплом, що виділяється при ядерних реакціях.

Зірки-гіганти і надгіганти влаштовані інакше, ніж З. головної послідовності. Маленьке щільне ядро ??їх (1% радіуса) містить 20-30% маси, а інша частина являє собою протяжну розріджену оболонку, що простирається на відстані, складові десятки і сотні сонячних радіусів. температури ядер досягають 100 млн. градусів і більше. Білі карлики по суті являють собою ті ж ядра гігантів, але позбавлені оболонки і остиглі до 8-10 тис. градусів. Щільний газ ядер і білих карликів має особливі властивості, відмінними від властивостей ідеального газу. У ньому енергія передається не випромінюванням, а електронної теплопровідністю, як у металах. Тиск такого газу залежить не від температури, а тільки від щільності, тому рівновагу зберігається навіть при охолодженні З., яка не має джерел енергії.

Хімічний склад речовини надр З. на ранніх стадіях їх розвитку схожий з хімічним складом зоряних атмосфер (див. Атмосфери зірок), Який визначається з спектроскопічних спостережень (дифузійне поділ може відбутися лише за час, що значно перевершує час життя З.). З плином часу ядерні реакції змінюють хімічний склад зоряних надр і внутрішня будова З. змінюється.

Джерела зоряної енергії та еволюція зірок. Основним джерелом енергії З. є термоядерні реакції, при яких з легких ядер утворюються більш важкі; найчастіше це - перетворення водню в гелій. У З. з масою, меншою двох сонячних, воно відбувається головним чином шляхом з'єднання двох протонів в ядро ??дейтерію (зайвий заряд несеться рождающимся позитроном), потім перетворенням дейтерію в ізотоп He3 шляхом захоплення протона і, нарешті, перетворенням двох ядер He3 в He4 і два протона. У більш масивних З. переважає вуглецево-азотна циклічна реакція: вуглець захоплює послідовно 4 протона, виділяючи попутно два позитрона, перетворюється спочатку в азот, потім розпадається на гелій і вуглець. Остаточним результатом обох реакцій є синтез ядра гелію з чотирьох ядер водню з виділенням енергії: ядра азоту і вуглецю в вуглецево-азотної реакції грають лише роль каталізатора. Для зближення ядер на таку відстань, коли може відбутися захоплення, потрібно подолати електростатичне відштовхування, тому реакції можуть йти тільки при температурах, що перевищують 107 градусів. Такі температури зустрічаються в самих центральних частинах З. У З. малих мас, де температура в центрі недостатня для термоядерних реакцій, джерелом енергії служить гравітаційне стиснення З.

Знаючи процеси передачі і виділення тепла, можна вирішити систему рівнянь механічного та теплового рівноваги і розрахувати внутрішню будову З., що має дану масу. При цьому обчислюються також радіус і світність З., які є функцією маси. Отримані таким шляхом теоретичні залежності можуть бути зіставлені з діаграмами "маса - світність" і "маса - радіус", складеними за спостереженнями З. Для З. головної послідовності результати спостережень узгоджуються з теорією. З. ін послідовностей теоретичним залежностям не задовольняють. Причина появи ін послідовностей полягає у зміні хімічного складу надр З. в процесі еволюції. Перетворення водню в гелій збільшує молекулярна вага газу, внаслідок чого ядро ??стискується, температура його зростає, а сусідній з ядром газ нормального складу розширюється. З. стає гігантом, причому на діаграмі Герцшпрунга - Ресселла вона переміщається по одній з ліній, званих еволюційними треками. Іноді треки мають складний вид; переміщаючись по них, З. кілька разів переходить від одного краю діаграми до іншого і назад. Після розширення, а потім розсіювання оболонки З. стає білим карликом.

У масивних З. ядро ??в кінці еволюції нестійка, радіус його зменшується приблизно до 10 км, і З. перетворюється на нейтронну (складається з нейтронів, а не з ядер і електронів, як звичайні З.). Нейтронні З. мають сильне магнітне поле і швидко обертаються. Це призводить до спостережуваних сплесків радіовипромінювання, а іноді до сплесків також і оптичних та рентгенівського випромінювань. Такі об'єкти називаються пульсарами. При ще великих масах відбувається колапс - необмежена падіння речовини до центру зі швидкістю, близькою до швидкості світла. Частина гравітаційної енергії стискання виробляє викид оболонки зі швидкістю до 7000км / сек. При цьому З. перетворюється на наднову З., її випромінювання збільшується до кількох млрд. светимостей Сонця, а потім поступово, протягом ряду місяців згасає. Про походження й еволюції З. див. також в ст. Космогонія.

Подвійні зірки. Велика частина З. входить до складу подвійних або кратних зоряних систем (див. Подвійні зірки). Якщо компоненти подвійних З. розташовані досить далеко один від одного, їх видно окремо. Це т. н. візуально-подвійні З. Іноді один, більш слабкий, компонент не видно, і подвійність виявляється по Непрямолінійність руху більш яскравою З. Найчастіше ж подвійні З. розпізнаються по періодичному розщеплення ліній в спектрі (спектрально-подвійні З.) або по характерних змін блиску (затемнено-подвійні З.). Велика частина подвійних З. утворює тісні пари. На еволюцію компонентів таких З. істотний вплив роблять взаємні приливні обурення. Якщо один з компонентів З. здувається в процесі еволюції, то при деяких умовах з точки її поверхні, зверненої до ін компоненту, починається закінчення газу. Газ утворює потоки навколо другого компонента і частково потрапляє на нього. У результаті перший компонент може втратити більшу частину маси і перетворитися на субгігант або навіть на білого карлика. Другий же компонент набуває частину втраченої маси і відповідно збільшує світність. Оскільки ця маса може включати газ не тільки з атмосфери, а й з глибоких шарів, близьких до ядра першого компонента, в подвійній З. можуть спостерігатися аномалії хімічного складу. Однак ці аномалії стосуються тільки легких елементів, тому що важкі елементи в гігантах не утворюються. Вони з'являються при вибухах наднових З., коли виділяється багато нейтронів, які захоплюються ядрами атомів і збільшують їх вагу.

Пекулярні і магнітні зірки. Аномалії хімічного складу, причому різні в різних місцях поверхні З., особливо часто спостерігаються у т. н. магнітних зірок. Ці З., спектральний клас яких близький до АТ, мають на поверхні магнітні поля з дуже високою напруженістю (до 10 000 гаус і більше). Напруженість поля періодично змінюється із середнім періодом від 4 до 9 сут, причому часто змінюється і знак напруженості. З цим же періодом зазвичай змінюється і характер спектра, як якби змінювався хімічний склад З. Такі зміни можуть бути пояснені обертанням З., що має два або кілька магнітних полюсів, не збігаються з полюсом обертання. Зміни хімічного складу при цьому пояснюються тим, що на магнітному полюсі зосереджено більше одних елементів, а на магнітному екваторі - інших. У різних пекулярних (особливих) З., що характеризуються найбільш істотними особливостями хімічного складу, аномалії можуть бути різними: найчастіше спостерігається великий надлишок окремих елементів типу Si, Mg, Cr, Eu, Mn і деяких ін і брак Чи не. Поява цих аномалій обумовлено, мабуть, тим, що сильне магнітне поле пригнічує конвекцію. За відсутності перемішування відбувається повільна дифузія елементів під дією сили тяжіння і тиску радіації. Одні елементи опускаються вниз, інші піднімаються вгору, в результаті чого на поверхні спостерігається недолік перших і надлишок другого. Магнітні З. обертаються повільніше, ніж нормальні З. того ж класу. Це є результатом того, що магнітне поле гальмувало обертання сжимающегося згустку речовини, з якого згодом сформувалася З.

Крім звичайних пекулярних З. є т. зв. З. з металевими лініями пізніх спектральних підкласів А. У них також є магнітне поле, але більш слабке, і аномалії хімічного складу не так великі. Природа таких З. поки не вивчена.

Деякі типи аномалій, наприклад велика кількість Li, пов'язані з дробленням більш важких ядер космічними променями, що утворюються на самій З. в результаті електромагнітних явищ, подібних з хромосферними спалахами. Такі аномалії спостерігаються, наприклад, у ще що стискуються З. типу Т Тельця, з сильною конвекцією.

Аномалії ін виду, спостережувані, наприклад, у гігантів спектрального класу S, обумовлені тим, що глибока поверхнева конвективная зона змикається з центральною конвективної зоною, що викликається посиленням ядерних реакцій на певному етапі еволюції З. У результаті речовина всій З. перемішується, і назовні виносяться елементи, синтезовані в її центральних областях.

Змінні зірки. Блиск багатьох З. непостійний і змінюється відповідно з тим чи іншим законом; такі З. називаються змінними зірками. З., у яких зміни блиску пов'язані з фізичними процесами, що відбуваються в них самих, являють собою фізичні змінні З. (на відміну від оптичних змінних З., до числа яких відносяться затемнення-подвійні З.). Періодична і полуперіодіческая змінність пов'язана зазвичай з пульсаціями З., а іноді з великомасштабної конвекцією. Взагалі кажучи, З. як систем, що знаходяться в стійкому рівновазі, властиві пульсації з власними періодами. Коливання можуть виникнути в процесі перебудови структури З., пов'язаної з еволюційними змінами. Однак, щоб вони не згасали, повинен існувати механізм, який підтримує або посилює їх: у період максимального стиснення З. необхідно отримати теплову енергію, яка піде назовні в період розширення. Згідно сучасним теоріям, пульсації у багатьох типів змінних З. (цефеїди, змінні типу RR Ліри та ін) пояснюються тим, що при стисненні З. збільшується коефіцієнт поглинання; це затримує загальний потік випромінювання, і газ отримує додаткову енергію. При розширенні поглинання зменшується, і енергія виходить назовні. Неоднорідне будова З., наявність в них декількох шарів з різними властивостями порушує регулярну картину, робить зміни параметрів З. відмінними від правильної синусоїди. Основна стояча хвиля коливання часто знаходиться в глибині З., а на поверхню виходять породжувані нею біжать хвилі, які впливають на фази змін блиску, швидкості та ін параметрів.

Деякі види змінних З. відчувають спалаху, при яких блиск зростає на 10-15 зоряних величин (т. н. Нові З.), на 7-8 величин (повторні нові З.) або на 3-4 величини (новоподібні). Такі спалахи пов'язані з раптовим розширенням фотосфери з великими швидкостями (до 1000-2000 км / сек у нових З.), що призводить до викиду оболонки з масою близько 10-5-10-4 мас Сонця. Після спалаху блиск починає зменшуватися з характерним часом 50-100 сут. У цей час триває витікання газів з поверхні зі швидкістю в кілька тис. км / сек. Всі ці З. виявляються тісними подвійними, і їх спалаху, безсумнівно, пов'язані з взаємодією компонентів системи, один з яких чи обоє зазвичай є гарячими зірками-карликами. На структуру оболонок, викинутих новими З., мабуть, істотний вплив робить сильне магнітне поле З. Швидка неправильна змінність З. типу Т Тельця, UV Кіта і деяких ін типів молодих що стискуються З. пов'язана з потужними конвективними рухами в цих З., виносять на поверхню гарячий газ. До змінних З. можна віднести і вже згадувані наднові З. У Галактиці відомо понад 30 000 змінних З.

Роботи з вивчення З. у СРСР ведуться на Кримської астрофізичної обсерваторії АН СРСР, Головної астрономічної обсерваторії АН СРСР, в Державному астрономічному інституті ім. П. К. Штернберга, в Астрономічній раді АН СРСР та ін астрономічних установах. Статті з цих питань друкуються в "Астрономічному журналі", в журналі "Астрофізика" і у виданнях обсерваторій. За кордоном дослідження З. ведуться в США, Великобританії, Австралії і багатьох інших країнах. У зарубіжній літературі основним є "Astrophysical Journal" (США) і ряд ін видань США, Великобританії та інших країн.

Літ.: Франк-Каменецький Д. А., Фізичні процеси усередині зірок, М., 1959; Мустель Е. Р., Зоряні атмосфери, М., 1960; Шварцшильд М., Будова і еволюція зірок, пров. з англ., М., 1961; Горбацький В. Г., Мінін І. Н., Нестаціонарні зірки, М., 1963; Зоряні атмосфери, під ред. Лж. Л. Грінстейна, пров. з англ., М., 1963; Каплан С. А., Фізика зірок, 2 изд., М., 1970; Пульсуючі зірки, М., 1970; Мартинов Д. Я., Курс загальної астрофізики, 2 вид., М ., 1971.

© С. Б. Пікельнер.

Табл. 1.-Найбільш яскраві зірки

Назва

Видима зоряна величина (систе-

ма V)

Спект-ральний клас і клас свети-

мости

Собст-
 венное движ-
 ня

Парал-

лакс

Променева швидкість, км / сек

Тангенці-

альна швидкість, км / сек

Абсолют-

ная зоряна величина (систе-

ма V)

Світність (в одиницях світності Сонця)

a

 Великого Пса

= 1,46

 А1 V

1,32 =

0,375 =

-8

17

+ 1,4

22,4

8,5

А5

+11,4

0,002

a

Кіля

-0,75

FO 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

Ліри

+0,03

АТ 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

Візничого

0,08

G8 III

0,44

0,073

+30

29

-0,6

141

b

Оріона

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

білий карлик

13,1

0,0004

a

Оріона

0,42 пров.

М2 lab

0,03

0,005

+21

28

-6,1

22400

a

Ерідана

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

Хреста

0,79

В1 IV

0,04

0,008

-6

24

-4,7

6200

1,3

В1

-4,2

3700

a

Тельця

0,86

К5 III

0,20

0,048

+54

20

-0,7

155

13,6

М2 V

+11,8

0,0015

a

Скорпіона

0,91 пров.

 MI la

0,03

0,019

-3

7

-2,7

980

6,8

В4

+3,2

4,1

a

Діви

0,97 пров.

В1 V

0,05

0,021

+1

11

-2,4

740

b

Близнюків

1,14

КО III

0,62

0,093

+3

32

+1,0

32

a

Південної Риби

1,16

A3 V

0,37

0,144

+6

12

+2,0

13

a

Лебедя

1,25 пров.

А2 la

0,00

0,003

-3

0

-6,2

24600

a

Льва

1,35 пров.

B7 V

0,24

0,039

+3

29

-0,7

155

7,6

К2

+5,6

0,45

13

 

+11

0,003

Табл. 2. - Найближчі зірки

Назва

Видима зоряна величина (система V)

Спектраль-

ний клас і клас світності

Собст-

венное движ-

ня

Парал-
 лакс

Відстані-
 ня, парсек

Абсолютна зоряна величина (система V)

Найближча 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

Зірка 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

Сіріус А

-1,47

А1 V

1,32

0,375

2,66

+1,42

Сіріус 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 Ерідана

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 Індіанця

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 У

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 Кіта

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

Зірка Каптейна

8,8

sdMO

8,79

0,251

3,99

+10,8





Виберіть першу букву в назві статті:

а б в г д е ё ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ы э ю я

Повний політерний каталог статей


 

Алфавітний каталог статей

  а б в г д е ё ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ы э ю я
 


 
енциклопедія  біляші  морс  шашлик  качка