В начале ХХ в. была разработана спектральная классификация звёзд. 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 звёзд – от голубого к красному. Звёзды, 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 разделён ещё на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы.

Размеры звёзд.

Звёзды 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 звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные размеры.

Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром. Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её 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 её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же особенности её жизненного пути.

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

Как устроена звезда и как она живёт.

Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд – их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерному моделированию.

Звёзды образуются из космических газопылевых облаков. При сжатии под действием тяготения сгустка газа его внутренняя часть постепенно разогревается, когда температура в центре достигнет примерно миллиона градусов, начинаются ядерные реакции – образуется звезда. Чтобы получить представление о структуре звезды, пользуются методом последовательных приближений. Задавая некоторое соотношение водорода, гелия и более тяжёлых элементов и зная массу звезды, вычисляют её светимость. Эту процедуру повторяют до тех пор, пока для определённой смеси вычисленная и полученная из наблюдений светимость не совпадут. Данный состав и считают близким к реальному. Оказалось, что для большинства звёзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы. Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.

Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в сто раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. В звёздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области. Когда он сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд. лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.

Звёздные пары.

Некоторые звёзды видны на небесной сфере буквально рядом друг с другом – это двойные и кратные системы звёзд. Любая звёздная пара – это сёстры-двойняшки. Так же, как одиночные, двойные и кратные звёзд сформировались из сгустков межзвездного газа и пыли. Если газовое облако спокойно и «безветренно», то, сжимаясь под действием сил тяготения, падая само на себя, оно рождает одну звезду. Но обычно, как и все небесные тела, облако вращается и при этом клубится подобно облакам на Земле. Вращательные движения препятствуют прямому сжатию звезды, и образуется двойной «газоворот». Так рождается звёздная двойня.

Новорожденная пара звёзд, надёжно связанная силами притяжения, кружится вокруг общего центра масс. Расстояние между напарницами может быть очень разным. Так, между Мицаром и Алькором оно по меньшей мере в 20 тыс. раз превосходит расстояние от Земли до Солнца; время обращения этих звёзд – их год – составляет несколько миллионов земных лет. А некоторые звёзды кружатся совсем рядом, завершая год за считанные минуты.

«Похожи как близнецы» это выражение часто совсем не подходит для двойных и кратных звёзд. Нередко напарницы различны не только по цвету (а значит и по температуре), но и по размерам. Так, вокруг ярко-красного исполина Антареса, в 500 раз превосходящего Солнце по диаметру, кружит ослепительно-голубая звезда втрое меньше Солнца, а ярче его почти в 20 раз. Но самое любопытное то, что красный гигант – это стадия звёздной старости, а голубая звезда ещё молодая. И тем не менее Антарес А и Антарес В – сёстры-ровесницы, только от рождения им досталась разная масса. Антарес А в 18 раз массивнее Солнца, а Антарес В – в 6 раз. Обе звезды одновременно зажглись, включили свои водородные термоядерные печки, но массивная звезда горит гораздо интенсивнее, потому что температура и давление в её ядре-топке выше, чем у сестры. Хотя запас горючего ей был отпущен втрое больший, звезда Антарес А уже практически отгорела, и скоро наступит её конец: она превратится в нейтронную звезду или даже в чёрную дыру. А вот Антарес В, который расходует своё ядерное топливо скупее, будет светить ещё сотни тысяч лет.

В Галактике много таких пар, где одна из звёзд уже состарилась, а другая ещё полна сил.

Переменные звёзды.

Иногда на небе появляются новые звёзды: они вспыхивают, достигают необыкновенно яркого блеска, а потом в течение нескольких недель или месяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда. Это, так называемые, переменные звёзды, звёзды блеск которых меняется. До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. По этому в каталоги переменных звёзд включают все звёзды, у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известно несколько десятков тысяч переменных звёзд. Переменные звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп. Одна из них – пульсирующие звёзды, яркость которых меняется из-за колебания размеров. К ним принадлежат мириды – красные гиганты, меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет. )