Звёзда 2

Звезда́ — небесное тело в котором идут шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело в котором идут в данный момент термоядерные реакции[1]. Солнце — типичная звезда спектрального класса G. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то что звёзды имеют отрицательную теплоёмкость


Ближайшей к Земле звездой (не считая Солнца) является Проксима Центавра. Она расположена в 4 2 св. лет от нашей Солнечной системы (4 2 св. лет = 39 Пм = 39 триллионов км = 3 9Ч1013 км). См. также список ближайших звёзд.


Невооружённым взглядом (при хорошей остроте зрения) на небе видно около 6000 звёзд по 3000 в каждом полушарии. Все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик.

Единицы измерения


Большинство звёздных характеристик как правило выражается в СИ но также используется и СГС (например светимость выражается в эргах в секунду). Масса светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем:солнечная масса: кг

солнечная светимость: Вт

солнечный радиус: м


Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы как световой год и парсек


Большие расстояния такие как радиус гигантских звёзд или большая полуось двойных звёздных систем часто выражаются с использованием астрономической единицы (а. е.) — среднее расстояние между Землёй и Солнцем (150 млн км).

[править]

Виды звезд


Диаграмма Герцшпрунга-Рассела


Классификации звезд начали строить сразу после того как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас однако нынешнее деление звезд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звездную величину наличие или отсутствие переменности блеска и размеров а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.


В начале XX века Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звездная величина» — «спектральный класс» различные звезды и оказалось что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название Диаграмма Герцшпрунга-Рассела) оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов происходящих внутри звезды.


Теперь когда есть теория внутреннего строения звезд и теория их эволюции стало возможным и объяснение существование классов звезд. Оказалось что все многообразие видов звезд это не более чем отражение количественных характеристик звезд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа на котором в данный момент находится звезда.


В каталогах и на письме класс звезд пишется в одно слово при этом сначала идет буквенное обозначение основного спектральный класса (если класс точно не определен пишется буквенный диапазон к примеру O-B) далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела) а затем идет дополнительная информация. К примеру Солнце имеет класс G2V.

[править]

Звезды главной последовательности

Подробнее см. также: Главная последовательность


Наиболее многочисленный класс звезд составляют звезды главной последовательности к такому типу звезд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии выделяющейся в ходе ядерных реакции. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью).


Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд разработана в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах.