Текст книги "Большая Советская Энциклопедия (ЗВ)"
Автор книги: Большая Советская Энциклопедия
Жанр:
Энциклопедии
сообщить о нарушении
Текущая страница: 6 (всего у книги 13 страниц)
Звёздные потоки
Звёздные пото'ки, движущиеся звёздные скопления, совокупности звёзд, обладающих одинаковыми пространственными скоростями. Если З. п. приближается к нам, то направления собственных движений входящих в него звёзд, вследствие перспективы, как бы исходят из одной точки – радианта потока. Если же З. п. удаляется от нас, то собственные движения направлены к одной точке – антирадианту потока. Лучевая скорость той или иной звезды потока Vr = Vcosl, где V — пространственная скорость потока в км/сек, а l – угловое расстояние звезды от радианта. Собственное движение звезды потока
где r – расстояние до звезды, выраженное в парсеках. Если измерены собственные движения звёзд потока и т. о. Определено положение радианта, то достаточно измерить лучевую скорость хотя бы одной из этих звёзд, чтобы определить расстояние до каждой из звёзд потока. Определённые таким способом расстояния называются групповыми. Они обладают значительной точностью.
К числу З. п. принадлежат некоторые звёздные скопления, например Гиады. Однако звёзды одного и того же потока часто не образуют заметных сгущений звёзд и занимают на небе большие области. Такие З. п. обнаруживаются только благодаря общности их собственных движений. Далёкие З. п. выявить невозможно, т.к. у далёких звёзд собственные движения очень малы и определяются неуверенно. Наиболее известный З. п. – поток Большой Медведицы, к которому относятся 5 ярких звёзд из 7, образующих ковш, и 8 менее ярких звёзд этого созвездия, имеющих такую же пространственную скорость. Возможно, к потоку Большой Медведицы относятся ещё несколько десятков звёзд (в др. областях неба), имеющих собственные движения, направленные на радиант потока. Звёздная плотность (количество звёзд в единице объёма) только тех звёзд, которые принадлежат потоку Большой Медведицы, очень мала: она во много раз меньше средней звёздной плотности в окрестностях Солнца. Т. о., поток не образует существенного пространственного сгущения.
Совпадение пространственных скоростей звёзд, относимых к тому или иному З. п., не может быть случайным и указывает на общность происхождения звёзд потока.
Т. А. Агекян.
Звёздные системы
Звёздные систе'мы, термин, обычно применяемый по отношению к галактикам, в том числе к нашей Галактике.
Звёздные скопления
Звёздные скопле'ния, группы звёзд, связанных между собой силами взаимного притяжения и имеющих совместное происхождение, близкий возраст и химический состав. Обычно имеют плотное центральное сгущение (ядро), окруженное значительно менее плотной корональной областью. Диаметры З. с. находятся в пределах от нескольких до 150 парсек, причём радиусы корональных областей в несколько (иногда в десяток) раз превышают радиусы ядер. Исторически сложилось деление З. с. на рассеянные (иногда называются открытыми, галактическими) и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные З. с., как правило, содержат десятки и сотни, редко тысячи, а шаровые – десятки и сотни тысяч звёзд. Примеры рассеянных З. с. – Плеяды, Ясли, Гиады; примеры шаровых З. с. – скопление М3 в созвездии Гончих Псов и М13 в созвездии Геркулеса.
Рассеянные скопления в нашей Галактике концентрируются в плоскости симметрии Млечного Пути (галактической плоскости) и обладают небольшими скоростями относительно Солнца (в среднем 20 км/сек). Среди них можно выделить ассоциированные со спиральными ветвями скопления, возникшие сравнительно недавно (менее 100 млн. лет назад), и скопления промежуточного возраста, или скопления диска, не показывающие связи со спиральными ветвями и слабее концентрирующиеся к галактической плоскости. Все рассеянные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее звёздам плоской составляющей Галактики. Шаровые З. с. в нашей Галактике распределены в сфероидальном объёме, центр которого совпадает с центром Галактики, сильно концентрируются к этому центру и характеризуются большими скоростями относительно Солнца (в среднем 170 км/сек). Обычно они бедны металлами, однако объекты, наблюдаемые в околоцентральных областях Галактики, богаче металлами, чем те, которые наблюдаются на периферии нашей звёздной системы. Важные сведения о эволюции З. с. даёт изучение Герцшпрунга – Ресселла диаграмм или диаграмм «звёздная величина – показатель цвета». Диаграммы зависимости «звёздная величина – показатель цвета» звёзд типичных рассеянных и шаровых З. с. нашей Галактики существенно различны (см. рис.). Интерпретация этих диаграмм с точки зрения современных теорий звёздной эволюции позволяет заключить, что звёзды типичных шаровых З. с. в 100—1000 раз старше звёзд рассеянных З. с.
Кинематические характеристики и пространственное распределение шаровых З. с. нашей Галактики отражают особенности начального распределения в Галактике вещества, из которого на ранней стадии её существования возникли эти образования. Диаграммы «звёздная величина – показатель цвета» звёзд шаровых З. с. той эпохи должны напоминать соответствующие диаграммы современных рассеянных З. с. Подобные молодые шаровые З. с. наблюдаются в соседних галактиках (например, NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке). В современную эпоху З. с. в нашей Галактике возникают только вблизи галактической плоскости, в районах газовопылевых спиральных ветвей.
Одновременно с изменением физических характеристик членов З. с. происходит их динамическая эволюция. Сближения между звёздами в ядрах З. с. приводят к взаимному обмену энергией их движения. В результате некоторые члены З. с. получают избыточную энергию и переходят в область короны или вообще покидают скопление. Ядро при этом, как правило, сжимается. Процесс диссипации ядра происходит особенно быстро у скоплений с небольшим количеством членов, т. е. рассеянных. Поэтому из старых скоплений в нашей Галактике сохранились лишь наиболее массивные из них, т. е. шаровые. Среди слабых членов молодых рассеянных скоплений обычно наблюдаются орионовы и вспышечные переменные звёзды. В некоторых шаровых скоплениях содержатся переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы, а в рассеянных скоплениях иногда встречаются цефеиды. Наиболее близкие к Солнцу З. с. (например, Гиады), в собственных движениях членов которых наблюдаются явления перспективы (направления собственных движений при продолжении их на небесной сфере пересекаются в одной точке), называются движущимися. Движущиеся З. с. играют особую роль в проблеме определения звёздных расстояний, т. к. расстояния до них могут быть надёжно определены простым геометрическим методом. См. также Звёздные ассоциации, Звёздная астрономия.
Лит.: Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., М., 1954; Сойер-Хогг Э., Звездные скопления, в сборнике: Строение звездных систем, М., 1962.
П. Н. Холопов.
Диаграммы «звёздная величина – показатель цвета» для рассеянного (вверху) и шарового (внизу) звёздных скоплений.
Звёздные сутки
Звёздные су'тки, промежуток времени, равный периоду вращения Земли вокруг оси относительно звёзд (точнее, относительно весеннего равноденствия точки). З. с. равны 24 ч звёздного времени, или 23 ч 56 мин 4,091 сек среднего солнечного времени.
Звёздные часы
Звёздные часы', часы, отрегулированные по звёздному времени. По отношению к «обычным», применяемым в обиходе часам, идущим по среднему солнечному времени, З. ч. уходят вперёд на 3 мин 56 сек в сутки. З. ч. применяются при астрономических наблюдениях. См. Время.
Звёздный год
Звёздный год, сидерический год, одна из единиц времени, применяемых в астрономии; см. Год.
Звёздный дождь
Звёздный дождь, появление многочисленных метеоров (иногда до 1000 за 1 мин) в течение непродолжительных промежутков времени, происходящее при встрече Земли с роем метеорных тел (см. Метеорный поток).
Звёздный интерферометр
Звёздный интерферо'метр, астрономический оптический инструмент для измерения чрезвычайно малых угловых расстояний (десятые и сотые доли секунды дуги) с использованием явления интерференции света. Применяется в основном для измерения угловых расстояний между компонентами тесных двойных звёзд (с близкими по блеску компонентами) и угловых диаметров звёзд. Различают простой и перископический З. и. Первый – это обычный телескоп, на объектив которого падет непрозрачный экран с двумя одинаковыми по форме отверстиями, например параллельными щелями. В этом случае на изображении звезды наблюдаются интерференционные полосы, вид которых меняется при изменении расстояния между отверстиями в экране, а в случае двойных звёзд – и от взаимной ориентации линии, соединяющей компоненты двойной звезды и отверстий в экране. Простой З. и. позволяет примерно удвоить разрешающую способность телескопа.
В периодическом З. и., предложенном А. А. Майкельсоном (США), перед объективом телескопа установлена оптическая система из двух пар плоских зеркал, позволяющая направить в объектив телескопа два более удалённых друг от друга световых луча от измеряемого источника. Эта система увеличивает разрешающую способность телескопа пропорционально расстоянию между крайними зеркалами. В 1920—21 с помощью перископических З. и. были впервые измерены угловые диаметры нескольких звёзд.
Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967.
Е. С. Кулагин.
Схема перископического звёздного интерферометра: S1, S2, S3, S4 – плоские зеркала.
Звёздных температур шкалы
Звёздных температу'р шка'лы, соотношения между получаемыми из наблюдений величинами, характеризующими распределение энергии в спектре звезды (спектральный класс, показатель цвета и др.), и эффективной температурой (см. Температура в астрофизике); используются при сопоставлении результатов теоретических исследований строения и эволюции звёзд с наблюдениями. Для определения З. т. ш. необходимо знать линейные размеры звезды и полное количество излучаемой ею энергии. Этим обстоятельством обусловлены трудности определения З. т. ш., связанные с необходимостью фотометрии звёзд в далёких ультрафиолетовой и инфракрасной областях спектра и малым количеством звёзд с известным радиусом (в основном ближайшие звёзды – сверхгиганты и затменные переменные звёзды). При одинаковом спектральном классе (см. Спектральная классификация звёзд) звёзды-карлики горячее звёзд-гигантов и сверхгигантов, т.к. из-за меньшей силы тяжести на поверхности последних одинаковая степень ионизации и возбуждения атомов, определяющая спектральный класс, достигается при меньшей температуре. В таблице приведена З. т. ш., составленная в основном по данным американских астрономов Г. Джонсона (1966), а также Д. Мортона и Т. Адамса (1968), подтверждаемым новейшими измерениями.
Ю. Н. Ефремов.
| Спектральные классы | Эффективная температура | |
| звёзды-карлики | звёзды-гиганты | |
| ВО | 28000 | 21000 |
| В5 | 15500 | 11500 |
| АО | 9850 | 9400 |
| FO | 7030 | 7500 |
| GO | 5900 | 5800 |
| КО | 5240 | 4900 |
| МО | 3750 | 3750 |
| М5 | 3100 | 2950 |
| М8 | 2750 | – |
Звездорыл
Звездоры'л (Condylura cristata), насекомоядное млекопитающее семейства кротов. По внешнему облику напоминает обыкновенного крота. Длина тела 100—127 мм, хвоста – 55—85 мм, весит 40—85 г. Передние лапы слабее, чем у остальных кротов. На конце морды имеется голый овальный диск с кожистыми бахромчатыми краями наподобие многолучевой звезды (отсюда название). Окраска шерсти тёмно-коричневая или чёрная. Распространён в Северной Америке (в юго-восточной Канаде и северо-восточной части США). Ведёт подземный, роющий образ жизни. Обитает на лугах, огородах, в садах и по опушкам лесов с мягкой, удобной для рытья почвой. Питается дождевыми червями и почвенными насекомыми. Детёныши (от 2 до 7) родятся один раз в год.
Рис. к ст. Звездорыл.
Звездочёты
Звездочёты (Uranoscopidae), семейство рыб отряда окунеобразных. Рот большой, верхний, почти вертикальный, губы бахромчатые, глаза расположены на верху головы. Длина тела до 30 см. Распространены главным образом в тёплой и умеренной зонах Атлантического, Индийского и Тихого океанов, особенно у берегов Японии и Восточной Индии. Хищники; подкарауливают жертву, зарывшись в песок. В СССР в Чёрном море встречается обыкновенный З. (Uranoscopus scaber), приманивающий жертву с помощью имеющегося на нижней челюсти червеобразного отростка. У некоторых видов рода Astroscopus на голове имеются электрические органы. З. промыслового значения не имеют.
Обыкновенный звездочёт.
Звездчатка
Звездча'тка (Stellaria). род растений сем. гвоздичных. Многолетние, реже одно– и двулетние травы с супротивными линейно-ланцетными или яйцевидными листьями. Околоцветник большей частью 5-членный, лепестки белые, двураздельные или выемчатые, тычинок 10; плод – коробочка. Около 100 видов по всему земному шару. В СССР более 50 видов. Наиболее распространены З. ланцетолистная (S. holostea), растущая в лиственных и смешанных лесах, по опушкам, в садах и парках, и З. злаковидная, или пьяная трава (S. graminea), – на лугах, в светлых лесах и на опушках, иногда в посевах; ядовита для лошадей и рогатого скота. З. средняя, или мокрица (S. media), – трудно искоренимый сорняк огородов и полей, обитающий также у жилья и на сорных местах.
Лит.: Котт С. А., Сорные растения и борьба с ними, 3 изд., М., 1961.
Т. В. Егорова.
Звездчатка ланцетолистная.
Звёзды
Звёзды, самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше З. только благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идёт 81/3мин, а от ближайшей звезды (Центавра – 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли З. и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число З., видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды З.
Общие сведения о звёздах. Краткая история изучения звёзд. Изучение З. было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время З. считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (4 в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что З. – это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (немецкий астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная З., а в 1650 (италийский учёный Дж. Риччоли) – первая двойная З. В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх З. В середине и во 2-й половине 18 в. русский учёный М. В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в которую входит Солнце. В 1835—39 русский астроном В. Я. Струве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких З. В 60-х гг. 19 в. для изучения З. применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Русский астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о З.
В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных представлениях о З. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура З., условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения З. (наиболее важные результаты были получены немецкими учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учёным С. А. Жевакиным). В середине 20 в. исследования З. приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (американские учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский учёный Ф. Хойл, японский учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах З. (советские учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голландский учёный Я. Оорт, советские учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.).
Параметрызвёзд. Основные характеристики З. – масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются 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 З.; абсолютная звёздная величина (т. е. звёздная величина, которую имела бы З. на стандартном расстоянии 10 парсек);показатель цвета (разность звёздных величин, определённых в двух разных спектральных областях).
Звёздный мир чрезвычайно многообразен. Некоторые З. в миллионы раз больше (по объёму) и ярче Солнца (звёзды-гиганты); в то же время имеется множество З., которые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значительно уступают Солнцу (звёзды-карлики) (см. рис. 1). Разнообразны и светимости З.; так, светимость З. S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. З. бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Средняя плотность ряда гигантских З. в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а средняя плотность т. н. белых карликов, наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды. Массы З. различаются меньше.
У некоторых типов З. блеск периодически изменяется; такие З. называются переменными звёздами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звёздах. При этом за несколько суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от неё отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем З. вновь сжимается до небольших размеров. Ещё большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звёзд.
Изучение спектров З. позволяет определить химический состав их атмосфер. З., как и Солнце, состоят из тех же химических элементов, что и все тела на Земле.
В З. 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 соотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны лишь внешние слои З. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутреннего строения З. и источников звёздной энергии.
Солнце по всем признакам является рядовой З. Имеются все основания предполагать, что многие З., как и Солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстояния пока ещё не удаётся непосредственно увидеть такие спутники З. даже в самые мощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования, тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчёты. В 1938 шведский астроном Э. Хольмберг заподозрил, а позднее советский астроном А. Н. Дейч и др. установили существование невидимых спутников у звезды 61 Лебедя и других близких к Солнцу З. Наша планетная система, т. о., не является исключительным явлением. На многих планетах, окружающих другие З., также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения.
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 определения расстояний до З. состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далёких З., обусловленных обращением Земли вокруг Солнца. По смещению (параллаксу), величина которого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и само расстояние. Однако такой способ измерений применим только к ближайшим З.
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.
Зависимости между звёздными параметрами. Массы З. заключены в пределах от 0,04 до 100 масс Солнца, светимости от 5·10-4 до 105 светимостей Солнца, радиусы от 2·10-1 до 103 радиусов Солнца. Эти параметры связаны определёнными зависимостями. Наиболее важные из них выявляются на диаграммах «спектр – светимость» (Герцшпрунга – Ресселла диаграммах) или «эффективная температура – светимость», и др. Почти все З. располагаются на таких диаграммах вдоль нескольких полос, схематически изображенных на рис. 2 и соответствующих различным последовательностям, пли классам светимости. Большинство З. расположено на главной последовательности (V класс светимости). Левый её конец образуют З. класса О с температурами 30 000—50 000°, правый – красные звёзды-карлики класса М с температурами 3000—4000°. На диаграмме видна последовательность гигантов (III класс), в которую входят З. высокой светимости (т. е. имеющие большие радиусы). Выше расположены последовательности ещё более ярких сверхгигантов Ia, Iв и II. (Принадлежность З. к числу карликов, гигантов и сверхгигантов обозначалась ранее буквами d, g и с перед спектральным классом.) Внизу диаграммы расположены белые карлики (VII), размеры которых сравнимы с размерами Земли при плотности порядка 106г/см3. Кроме этих основных последовательностей, отмечаются субгиганты (IV) и субкарлики (VI).
