Методы изучения звезд


ЗВЁЗДЫ, ги­гант­ские са­мо­све­тя­щие­ся плаз­мен­ные (га­зо­вые) ша­ры, по сво­ей при­ро­де сход­ные с Солн­цем. С Зем­ли да­же в са­мые силь­ные те­ле­ско­пы все З. (за ис­клю­че­ни­ем Солн­ца) вид­ны как све­тя­щие­ся точ­ки. Рас­крыть при­ро­ду З. по­мог­ли фи­зич. ме­то­ды ис­сле­до­ва­ния и зна­ние об­щих за­ко­нов при­ро­ды, дей­ст­вую­щих как в зем­ных, так и в кос­мич. ус­ло­ви­ях. Осн. ис­точ­ник ин­фор­ма­ции о З. – на­блю­де­ния во всех дос­туп­ных диа­па­зо­нах длин волн элек­тро­маг­нит­но­го из­лу­че­ния, в т. ч. с кос­мич. ап­па­ра­тов. Ана­лиз звёзд­ных спек­тров да­ёт све­де­ния о со­стоя­нии внеш­них сло­ёв З. – их ат­мо­сфер. Так, срав­не­ние спек­тров З. со спек­тром Солн­ца по­зво­ли­ло сде­лать вы­вод, что Солн­це – обыч­ная З. О внутр. строе­нии З. и их эво­лю­ции из­вест­но в осн. по ре­зуль­та­там тео­ре­тич. мо­де­ли­ро­ва­ния и их со­пос­тав­ле­нию с дан­ны­ми на­блю­де­ний.


В З. со­сре­до­то­че­на осн. мас­са ви­ди­мо­го ве­ще­ст­ва га­лак­тик. З. – мощ­ные ис­точ­ни­ки энер­гии. В ча­ст­но­сти, жизнь на Зем­ле обя­за­на сво­им су­ще­ст­во­ва­ни­ем энер­гии из­лу­че­ния Солн­ца. Ве­ще­ст­во З. пред­став­ля­ет со­бой час­тич­но или пол­но­стью (в цен­тре З.) ио­ни­зо­ван­ную плаз­му. На позд­них ста­ди­ях эво­лю­ции З. ве­ще­ст­во звёзд­ных недр пе­ре­хо­дит в со­стоя­ние вы­ро­ж­ден­но­го га­за (в вы­ро­ж­ден­ных З.) или ней­трон­но­го ве­ще­ст­ва (в ней­трон­ных З.).

З. в про­стран­ст­ве не рас­пре­де­ле­ны рав­но­мер­но, а об­ра­зу­ют звёзд­ные сис­те­мы разл. ти­пов. К ним от­но­сят­ся крат­ные З., ско­п­ле­ния З. и га­лак­ти­ки. Са­мые ма­лые сис­те­мы – крат­ные З. (двой­ные звёз­ды, трой­ные и т. д.). Бо­лее круп­ные сис­те­мы, со­дер­жа­щие от не­сколь­ких де­сят­ков до мил­лио­нов З., на­зы­ва­ют­ся звёзд­ны­ми ско­п­ле­ния­ми. Наи­бо­лее круп­ны­ми сис­те­ма­ми З. яв­ля­ют­ся га­лак­ти­ки. На­ша звёзд­ная сис­те­ма – Га­лак­ти­ка – со­дер­жит неск. со­тен мил­ли­ар­дов звёзд.

Для удоб­ст­ва ори­ен­ти­ро­ва­ния не­бес­ная сфе­ра раз­де­ле­на на со­звез­дия (см. так­же Звёзд­ное не­бо). От­дель­ные З. в со­звез­ди­ях обо­зна­ча­ют бу­к­ва­ми греч. и лат. ал­фа­ви­тов или со­че­та­ни­ем букв и цифр со­глас­но сис­те­мам обо­зна­че­ний, при­ня­тым в звёзд­ных ка­та­ло­гах.


Боль­шин­ст­во З. на­хо­дит­ся в ста­цио­нар­ном со­стоя­нии, т. е. из­ме­не­ний их фи­зич. ха­рак­те­ри­стик со вре­ме­нем не на­блю­да­ет­ся. Од­на­ко су­ще­ст­ву­ют и та­кие З., свой­ст­ва ко­то­рых ме­ня­ют­ся за­мет­ным об­ра­зом, – это не­ста­цио­нар­ные звёз­ды (в т. ч. пе­ре­мен­ные). Од­ни пе­ре­мен­ные З. из­ме­ня­ют своё со­стоя­ние ре­гу­ляр­ным об­ра­зом, дру­гие – не­ре­гу­ляр­ным. Су­ще­ст­ву­ют З. (в ча­ст­но­сти, но­вые звёз­ды), в ко­то­рых вре­мя от вре­ме­ни про­ис­хо­дят вспыш­ки из­лу­че­ния. При вспыш­ках сверх­но­вых звёзд б. ч. ве­ще­ст­ва З. (а в не­ко­то­рых слу­ча­ях и всё ве­ще­ст­во) мо­жет быть рас­сея­на в про­стран­ст­ве.

Краткая история изучения звёзд

В кон. 16 в. Дж. Бру­но ут­вер­ждал, что З. – это да­лё­кие те­ла, по­доб­ные на­ше­му Солн­цу. В 1596 нем. ас­тро­ном Й. Фаб­ри­ци­ус впер­вые опи­сал на­блю­де­ние пе­ре­мен­ной З. (Ми­ры Ки­та). В 1718 Э. Галлей­ об­на­ру­жил соб­ст­вен­ные дви­же­ния трёх З. В 1836–39 В. Я. Стру­ве (см. Стру­ве), Ф. Бес­сель и англ. ас­тро­ном Т. Ген­дер­сон впер­вые оп­ре­де­ли­ли рас­стоя­ния до трёх близ­ких З. С сер. 19 в. для изу­че­ния З. ста­ли ис­поль­зо­вать­ся фо­то­гра­фия и спек­тро­ско­пия. В 1863 итал. ас­тро­ном А. Сек­ки пред­ло­жил пер­вую спек­траль­ную клас­си­фи­ка­цию З. В 1900 А. А. Бе­ло­поль­ский экс­пе­ри­мен­таль­но до­ка­зал спра­вед­ли­вость прин­ци­па До­п­ле­ра, на ос­но­ва­нии ко­то­ро­го по сме­ще­нию ли­ний в спек­тре не­бес­ных све­тил мож­но оп­ре­де­лить их ско­рость дви­же­ния вдоль лу­ча зре­ния. На­ко­п­ле­ние на­блю­да­тель­ных дан­ных и раз­ви­тие фи­зи­ки рас­ши­ри­ли пред­став­ле­ние о звёз­дах.


В нач. 20 в. про­изо­шёл пе­ре­во­рот в на­уч. пред­став­ле­ни­ях о З. Их на­ча­ли рас­смат­ри­вать как фи­зич. те­ла; ста­ли изу­чать струк­ту­ру З., ус­ло­вия рав­но­ве­сия их ве­ще­ст­ва, ис­точ­ни­ки энер­гии. Это бы­ло свя­за­но с ус­пе­ха­ми атом­ной фи­зи­ки, ко­то­рые при­ве­ли к соз­да­нию ко­ли­че­ст­вен­ной тео­рии звёзд­ных спек­тров, а так­же с дос­ти­же­ния­ми ядер­ной фи­зи­ки, по­зво­лив­ши­ми про­вес­ти рас­чё­ты ис­точ­ни­ков энер­гии и внутр. строе­ния З. Наи­бо­лее важ­ные ре­зуль­та­ты бы­ли по­лу­че­ны Р. Эм­де­ном (Гер­ма­ния), К. Шварц­шиль­дом, А. Эд­динг­то­ном, Э. Мил­ном, Дж. Джин­сом, Э. Герцш­прун­гом, Г. Рессе­лом­, Р. Кри­сти (США), Л. Д. Лан­дау. В кон. 1930-х гг. Х. Бе­те и К. Вей­цзек­кер ука­за­ли кон­крет­ные це­поч­ки ре­ак­ций ядер­но­го го­ре­ния во­до­ро­да, обес­пе­чи­ваю­щих энер­го­вы­де­ле­ние в З. Во 2-й пол. 20 в. ис­сле­до­ва­ния З. при­об­ре­ли ещё боль­шую глу­би­ну в свя­зи с рас­ши­ре­ни­ем на­блю­да­тель­ных воз­мож­но­стей и при­ме­не­ни­ем ЭВМ [М. Шварц­шильд, А. Сан­дидж (США), Т. Хая­си (Япо­ния) и др.]. В 1950–60-х гг. бы­ла соз­да­на тео­рия про­ис­хо­ж­де­ния хи­мич. эле­мен­тов в З. [Э. М. Бер­бидж, Дж. Бер­бидж, А. Дж. У. Ка­ме­рон, У. А. Фау­лер (США); Ф. Хойл]. Боль­шие ус­пе­хи бы­ли до­стиг­ну­ты так­же в изу­че­нии про­цес­сов пе­ре­но­са энер­гии в фо­то­сфе­рах З. (Э. Р. Мус­тель, В. В. Со­бо­лев, С. Чан­д­ра­се­кар) и в ис­сле­до­ва­ни­ях струк­ту­ры и ди­на­ми­ки звёзд­ных сис­тем (Я. Х. Оорт, П. П. Па­ре­на­го, Б. В. Ку­кар­кин и др.). К кон. 20 в. соз­да­на по­сле­до­ва­тель­ная тео­рия строе­ния и эво­лю­ции звёзд.


Основные характеристики звёзд

Ха­рак­те­ри­сти­ки З. мож­но раз­де­лить на ка­жу­щие­ся (ви­ди­мые) и ис­тин­ные (аб­со­лют­ные). Ви­ди­мые ха­рак­те­ри­сти­ки за­ви­сят как от свойств са­мой З., так и от рас­стоя­ния до неё и от свойств ве­ще­ст­ва в про­стран­ст­ве ме­ж­ду З. и на­блю­да­те­лем, а так­же от ме­то­дов и при­бо­ров, с по­мо­щью ко­то­рых ве­дёт­ся на­блю­де­ние. Важ­ней­шей ви­ди­мой ха­рак­те­ри­сти­кой З. слу­жит её блеск; его при­ня­то вы­ра­жать в ло­га­риф­мич. шка­ле звёзд­ных ве­ли­чин. Са­мая яр­кая З. ноч­но­го не­ба – Си­ри­ус – по по­то­ку из­лу­че­ния в сот­ни раз пре­вос­хо­дит пре­дель­но сла­бые З., ви­ди­мые не­воо­ру­жён­ным гла­зом.

З. от­ли­ча­ют­ся друг от дру­га спек­траль­ным со­ста­вом из­лу­че­ния, по­это­му яр­кость З. за­ви­сит от спек­траль­ной чув­ст­ви­тель­но­сти ме­то­да из­ме­ре­ния.


совр. мно­го­цвет­ной ас­т­ро­фо­то­мет­рии З. вы­де­ля­ют по­ло­сы в ульт­ра­фио­ле­то­вой (U), си­ней (В), ви­зу­аль­ной (V), крас­ной (R), ин­фра­крас­ной (I) и др. об­лас­тях спек­тра. Раз­ность звёзд­ных ве­ли­чин в со­сед­них об­лас­тях спек­тра на­зы­ва­ют по­ка­за­те­лем цве­та. Это ко­ли­че­ст­вен­ная ме­ра цве­та звез­ды. Чем крас­нее З., тем боль­ше по­ка­за­тель цве­та и тем ни­же темп-ра её по­верх­но­сти. Ес­ли оди­на­ко­вые З. на­хо­дят­ся на раз­ных рас­стоя­ни­ях от нас, то чем бли­же З., тем она ка­жет­ся яр­че (тем боль­ше соз­да­вае­мая ею ос­ве­щён­ность у по­верх­но­сти Зем­ли).

Пол­ную мощ­ность из­лу­че­ния (све­ти­мость) З. мож­но оп­ре­де­лить толь­ко в том слу­чае, ес­ли кро­ме ви­ди­мой яр­ко­сти З. из­вест­но ещё и рас­стоя­ние до неё. Ес­ли рас­стоя­ние до З. не­из­вест­но, то её све­ти­мость оце­ни­ва­ют по при­бли­жён­ным эм­пи­рич. за­ви­си­мо­стям. Так, темп-ра боль­шей час­ти звёзд оп­ре­де­ля­ет их све­ти­мость. Кро­ме то­го, для пе­ре­мен­ных З. ти­па це­фе­ид су­ще­ст­ву­ет за­ви­си­мость пе­рио­да пуль­са­ции от све­ти­мо­сти.

Важ­ней­шее зна­че­ние в ас­т­ро­фи­зи­ке име­ет спек­траль­ная клас­си­фи­ка­ция З. Спек­траль­ные клас­сы звёзд ус­та­нов­ле­ны эм­пи­ри­че­ски по ря­ду ха­рак­тер­ных осо­бен­но­стей спек­тра З. В пер­вую оче­редь спек­траль­ные клас­сы ха­рак­те­ри­зу­ют темп-ру по­верх­но­сти З., от ко­то­рой за­ви­сят воз­бу­ж­де­ние и ио­ни­за­ция ато­мов, т. е.


к­то­ры, оп­ре­де­ляю­щие на­ли­чие тех или иных ли­ний и их ин­тен­сив­ность в звёзд­ных спек­трах. Клас­сы обо­зна­ча­ют­ся по тра­ди­ции за­глав­ны­ми лат. бу­к­ва­ми. Осн. спек­траль­ные клас­сы О, В, A, F, G, K, М, L рас­по­ло­же­ны в по­ряд­ке по­ни­же­ния темп-ры по­верх­но­сти З. Са­мые го­ря­чие (50 тыс. К) З. (го­лу­бые) от­но­сят­ся к клас­су О, а са­мые хо­лод­ные (2–3 тыс. К) З. (крас­ные) – к клас­сам М и L.

Кро­ме спек­траль­ной клас­си­фи­ка­ции су­ще­ст­ву­ет клас­си­фи­ка­ция З. по их све­ти­мо­сти. По про­стей­шей клас­си­фи­ка­ции раз­ли­ча­ют звёз­ды-ги­ган­ты и звёз­ды-кар­ли­ки. При бо­лее под­роб­ной клас­си­фи­ка­ции вы­де­ля­ют сверх­ги­ган­ты, суб­ги­ган­ты, суб­кар­ли­ки и т. д. Эти под­раз­де­ле­ния об­ра­зу­ют по­сле­до­ва­тель­но­сти З. на Герцш­прун­га – Рес­се­ла диа­грам­ме, от­ра­жаю­щей связь темп-ры З. с её све­ти­мо­стью. Боль­шин­ст­во З. на этой диа­грам­ме об­ра­зу­ет глав­ную по­сле­до­ва­тель­ность; на глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти на­хо­дит­ся и Солн­це.

Осн. па­ра­мет­ра­ми З. яв­ля­ют­ся све­ти­мость $L$, мас­са $M$, ра­ди­ус $R$. Их чис­лен­ные зна­че­ния при­ня­то вы­ра­жать со­от­вет­ст­вен­но в еди­ни­цах све­ти­мо­сти Солн­ца ($L_☉$= 3,85·1026 Вт), мас­сы Солн­ца ($M_☉$= 1,99·1030 кг) и ра­диу­са Солн­ца ($R_☉$ = 6,96·108 м).


Ес­ли бы все З. име­ли оди­на­ко­вый хи­мич. со­став, то их све­ти­мость и ра­ди­ус бы­ли бы од­но­знач­ны­ми функ­ция­ми мас­сы З. В дей­ст­ви­тель­но­сти, в хо­де эво­лю­ции по ме­ре про­те­ка­ния тер­мо­ядер­ных ре­ак­ций в не­драх З. (см. Ядер­ные ре­ак­ции в звёз­дах) хи­мич. со­став и рас­пре­де­ле­ние хи­мич. эле­мен­тов внут­ри неё ме­ня­ют­ся со вре­ме­нем. В мо­ло­дых З. и в на­руж­ных сло­ях всех З. пре­об­ла­да­ют во­до­род (72–75% по мас­се) и ге­лий (23–25%); ос­таль­ные хи­мич. эле­мен­ты (сре­ди них наи­бо­лее рас­про­стра­не­ны ки­сло­род, азот, же­ле­зо, уг­ле­род, не­он) со­став­ля­ют в сум­ме от 0,001% до 4% и встре­ча­ют­ся поч­ти точ­но в том же со­от­но­ше­нии, что и на Зем­ле. На позд­них ста­ди­ях эво­лю­ции З. име­ют слож­ную струк­ту­ру; они со­сто­ят из плот­но­го, в осн. ге­лие­во­го, яд­ра и обо­лоч­ки ис­ход­но­го хи­мич. со­ста­ва.

Мас­сы З. не­по­сред­ст­вен­но оп­ре­де­ле­ны толь­ко для Солн­ца и для не­ко­то­рых двой­ных З., при этом для оп­ре­де­ле­ния мас­сы ис­поль­зу­ют­ся Ке­п­ле­ра за­ко­ны. Кос­вен­но мас­сы З. мож­но оце­нить по со­от­но­ше­нию мас­са – све­ти­мость или спек­тру З. (см. Мас­сы не­бес­ных тел). По совр. дан­ным, мас­сы З. со­став­ля­ют от ок. 0,1 до ок. 100 $M_☉$.


Ра­диу­сы З. оп­ре­де­ля­ют­ся не­по­сред­ст­вен­но для за­тмен­ных двой­ных З., т. е. сис­тем, ори­ен­ти­ро­ван­ных по от­но­ше­нию к нам так, что од­на З. пе­рио­ди­че­ски за­сло­ня­ет дру­гую. Кро­ме то­го, для не­боль­шо­го чис­ла близ­ких З. уда­лось оп­ре­де­лить ра­диу­сы ме­то­да­ми ин­тер­фе­ро­мет­рии (см. Звёзд­ный ин­тер­фе­ро­метр) и спекл-ин­тер­фе­ро­мет­рии. Ра­диу­сы З. за­клю­че­ны в пре­де­лах от ок. 0,01 $R_☉$ (бе­лые кар­ли­ки) и да­же не­сколь­ких ки­ло­мет­ров (ней­трон­ные З.) до 100–1000 $R_☉$ (сверх­ги­ган­ты).

Из-за то­го что З. из­лу­ча­ют не как аб­со­лют­но чёр­ное те­ло, рас­пре­де­ле­ние энер­гии в спек­тре З. нель­зя опи­сать еди­ной темп-рой. По­это­му темп-ра по­верх­но­сти (фо­то­сфе­ры) З., оп­ре­де­ляе­мая по на­блю­дае­мо­му из­лу­че­нию, за­ви­сит от кон­крет­но­го спо­со­ба её на­хо­ж­де­ния. К осн. па­ра­мет­рам сле­ду­ет от­не­сти эф­фек­тив­ную тем­пе­ра­ту­ру ($T_э$) З., т. е. темп-ру, ко­то­рую име­ла бы по­верх­ность З., ес­ли бы она из­лу­ча­ла как аб­со­лют­но чёр­ное те­ло той же све­ти­мо­сти. По­ток энер­гии $ε$ с еди­ни­цы по­верх­но­сти З. свя­зан с $T_э$ за­ко­ном из­лу­че­ния Сте­фа­на – Больц­ма­на: $ε = σT^4_э$ ($σ$ – по­сто­ян­ная Сте­фа­на – Больц­ма­на). По­это­му, зная све­ти­мость и ра­ди­ус З., мож­но рас­счи­тать $T_э$, и на­обо­рот. С др. сто­ро­ны, $T_э$ мо­жет быть оп­ре­де­ле­на по спек­траль­но­му клас­су З. Пол­ные све­ти­мо­сти З. (во всём диа­па­зо­не элек­тро­маг­нит­ных волн) со­став­ля­ют от 10–4 $L_☉$ (сла­бые кар­ли­ки) до 106 $L_☉$ (го­ря­чие сверх­ги­ган­ты).

Внутреннее строение звёзд


Вы­со­кая све­ти­мость З., под­дер­жи­вае­мая в те­че­ние дли­тель­но­го вре­ме­ни, сви­де­тель­ст­ву­ет о вы­де­ле­нии в них ог­ром­ных ко­ли­честв энер­гии. Совр. фи­зи­ка ука­зы­ва­ет два воз­мож­ных ис­точ­ни­ка энер­гии З. – гра­ви­тац. сжа­тие, при­во­дя­щее к вы­де­ле­нию гра­ви­тац. энер­гии, и тер­мо­ядер­ные ре­ак­ции, в ре­зуль­та­те ко­то­рых из ядер лёг­ких хи­мич. эле­мен­тов син­те­зи­ру­ют­ся яд­ра бо­лее тя­жё­лых эле­мен­тов и вы­де­ля­ет­ся боль­шое ко­ли­че­ст­во энер­гии.

Как по­ка­зы­ва­ют рас­чё­ты, энер­гии гра­ви­тац. сжа­тия бы­ло бы дос­та­точ­но для под­дер­жа­ния све­ти­мо­сти Солн­ца на на­блю­дае­мом уров­не в те­че­ние все­го лишь 30 млн. лет, в то вре­мя как из гео­ло­гич. и др. дан­ных сле­ду­ет, что све­ти­мость Солн­ца ос­та­ва­лась при­мер­но по­сто­ян­ной в те­че­ние мил­ли­ар­дов лет. Гра­ви­тац. сжа­тие мо­жет слу­жить ис­точ­ни­ком энер­гии лишь для са­мых мо­ло­дых З.


апр., ти­па Т Тель­ца). Тер­мо­ядер­ные ре­ак­ции про­те­ка­ют со ско­ро­стью, дос­та­точ­ной для под­дер­жания све­ти­мо­сти З. на на­блю­дае­мом уров­не, лишь при темп-рах от 5 до 100 млн. К. В не­драх З. при та­ких темп-рах и ог­ром­ных плот­но­стях газ об­ла­да­ет дав­ле­ни­ем в мил­ли­ар­ды ат­мо­сфер. В этих ус­ло­ви­ях З. мо­жет на­хо­дить­ся в рав­но­вес­ном со­стоя­нии лишь бла­го­да­ря то­му, что дав­ле­ние га­за (и из­лу­че­ния), стре­мя­щее­ся рас­ши­рить З., урав­но­ве­ши­ва­ет­ся дей­ст­ви­ем сил тя­го­те­ния, стре­мя­щих­ся её сжать. Та­кое со­стоя­ние на­зы­ва­ют гид­ро­ста­тич. рав­но­ве­си­ем. Сле­до­ва­тель­но, ста­цио­нар­ная З. пред­став­ля­ет со­бой плаз­мен­ный шар, на­хо­дя­щий­ся в со­стоя­нии гид­ро­ста­тич. рав­но­ве­сия.

Ес­ли внут­ри З. темп-ра по к.-л. при­чи­не по­вы­сит­ся, З. долж­на раз­дуть­ся, по­сколь­ку воз­рас­тёт дав­ле­ние в её не­драх. При этом темп-ра и плот­ность га­за (а сле­до­ва­тель­но, и дав­ле­ние) умень­шат­ся, и З. сно­ва вер­нёт­ся в со­стоя­ние рав­но­ве­сия. За­ви­си­мость ме­ж­ду раз­ме­ра­ми З. и темп-рой в её не­драх мож­но сфор­му­ли­ро­вать так: темп-ра $T$ в цен­тре З. про­пор­цио­наль­на от­но­ше­нию мас­сы З. $M$ к её ра­диу­су $R$, т. е. $T ∼ M/R$. Всё это от­но­сит­ся к хи­ми­че­ски од­но­род­ным З. глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти. Крас­ные ги­ган­ты со­сто­ят из плот­но­го го­ря­че­го яд­ра (ге­лие­во­го или уг­ле­род­но-ки­сло­род­но­го) и про­тя­жён­ной срав­ни­тель­но хо­лод­ной раз­ре­жен­ной обо­лоч­ки. Для них рас­счи­та­ны хи­ми­че­ски не­од­но­род­ные мо­де­ли, в ко­то­рых плот­ность рез­ко па­да­ет при пе­ре­хо­де от яд­ра З. к обо­лоч­ке.

Су­ще­ст­ву­ет ещё од­на осо­бен­ность, свя­зан­ная с гид­ро­ста­тич. рав­но­ве­си­ем хи­ми­че­ски од­но­род­ной З. Ока­зы­ва­ет­ся, что для на­гре­ва та­кой З. у неё нуж­но от­би­рать энер­гию, а не под­во­дить, как при на­гре­ве тел в зем­ных ус­ло­ви­ях. Дей­ст­ви­тель­но, ес­ли З. от­да­ёт свою энер­гию на­ру­жу, то темп-ра и дав­ле­ние в ней умень­ша­ют­ся. Си­лы тя­го­те­ния, не урав­но­ве­шен­ные внутр. дав­ле­ни­ем, бу­дут сжи­мать З. и со­вер­шать ра­бо­ту, пре­вра­щаю­щую­ся в те­п­ло­ту. Ра­бо­та си­лы тя­го­те­ния при сжа­тии ока­зы­ва­ет­ся вдвое боль­ше, чем от­вод энер­гии на­ру­жу, что на­гре­ва­ет не­дра З. На­обо­рот, при под­во­де энер­гии к рав­но­вес­ной З. она рас­ши­рит­ся и, со­вер­шив ра­бо­ту про­тив сил тя­го­те­ния, ох­ла­дит­ся. Эту осо­бен­ность З. на­зы­ва­ют «от­ри­ца­тель­ной те­п­ло­ём­ко­стью».

Ста­цио­нар­ное со­стоя­ние З. ха­рак­те­ри­зу­ет­ся не толь­ко ме­ха­ни­че­ским, но и те­п­ло­вым рав­но­ве­си­ем, оз­на­чаю­щим, что ско­рость вы­де­ле­ния энер­гии в не­драх З. и ско­рость из­лу­че­ния энер­гии с по­верх­но­сти долж­ны быть сба­лан­си­ро­ва­ны. При те­п­ло­вом рав­но­ве­сии ко­ли­че­ст­во энер­гии, из­лу­чае­мой З. в еди­ни­цу вре­ме­ни (све­ти­мость З.), оп­ре­де­ля­ет­ся в осн. те­п­ло­от­во­дом. Здесь вновь про­яв­ля­ет­ся один из па­ра­док­сов гид­ро­ста­тич. рав­но­ве­сия. Ес­ли те­п­ло­от­вод пре­вы­сит те­п­ло­вы­де­ле­ние, то З. нач­нёт сжи­мать­ся и ра­зо­гре­вать­ся. Это при­ве­дёт к ус­ко­ре­нию ядер­ных ре­ак­ций, и те­п­ло­вой ба­ланс бу­дет вновь вос­ста­нов­лен. Та­ким об­ра­зом, З. яв­ля­ет­ся ус­той­чи­вой са­мо­ре­гу­ли­рую­щей­ся сис­те­мой.

Пе­ре­нос энер­гии из яд­ра З. к по­верх­но­сти у боль­шин­ст­ва З. осу­ще­ст­в­ля­ет­ся из­лу­че­ни­ем. В бо­лее внеш­них сло­ях жёл­тых и крас­ных З. пе­ре­нос энер­гии осу­ще­ст­в­ля­ет­ся кон­век­ци­ей. У мас­сив­ных З. в центр. об­лас­тях энер­гия пе­ре­но­сит­ся кон­век­ци­ей, а во внеш­них – из­лу­че­ни­ем. Толь­ко в бе­лых кар­ли­ках су­ще­ст­вен­ную роль в пе­ре­но­се энер­гии иг­ра­ет элек­трон­ная те­п­ло­про­вод­ность. На сво­ём пу­ти из­лу­че­ние под­вер­га­ет­ся как мно­го­крат­но­му рас­сея­нию без из­ме­не­ния час­то­ты, так и по­гло­ще­нию с по­сле­дую­щим пе­ре­из­лу­че­ни­ем (см. Звёзд­ные ат­мо­сфе­ры).

Ес­ли те­п­ло­от­вод оп­ре­де­ля­ет­ся толь­ко рас­сея­ни­ем из­лу­че­ния на сво­бод­ных элек­тро­нах, а дав­ле­ние – дав­ле­ни­ем из­лу­че­ния, то за­ви­си­мость све­ти­мо­сти от мас­сы име­ет про­стей­ший вид: $L ∼ M$. Это спра­вед­ли­во для наи­бо­лее мас­сив­ных З. с мас­са­ми по­ряд­ка 100 $M_☉$. Ес­ли же дав­ле­ние оп­ре­де­ля­ет­ся дав­ле­ни­ем го­ря­чей плаз­мы, то $L ∼ M^3$ при $M$ ок. 10 $M_☉$. Для З., мас­са ко­то­рых близ­ка к мас­се Солн­ца, све­ти­мость про­пор­цио­наль­на 4–5-й сте­пе­ни мас­сы. Чем боль­ше мас­са З., тем су­ще­ст­вен­нее роль рас­сея­ния в срав­не­нии с по­гло­ще­ни­ем, т. е. с пе­ре­из­лу­че­ни­ем. Но со­от­но­ше­ние этих про­цес­сов за­ви­сит и от хи­мич. со­ста­ва ве­ще­ст­ва З. По­это­му не су­ще­ст­ву­ет еди­но­го со­от­но­ше­ния мас­са – све­ти­мость для всех звёзд.

Важ­ней­шее об­щее свой­ст­во со­от­но­ше­ния мас­са – све­ти­мость за­клю­ча­ет­ся в том, что све­ти­мость З. (за ис­клю­че­ни­ем са­мых мас­сив­ных) про­пор­цио­наль­на мас­се в сте­пе­ни, пре­вы­шаю­щей еди­ни­цу. За­пас же ядер­ной энер­гии в З. про­пор­цио­на­лен её мас­се. Сле­до­ва­тель­но, чем боль­ше мас­са З., тем бы­ст­рее она долж­на из­рас­хо­до­вать свои ядер­ные ис­точ­ни­ки энер­гии. Вре­мя жиз­ни наи­бо­лее мас­сив­ных З. поч­ти не за­ви­сит от мас­сы и со­став­ля­ет ок. 3,5 млн. лет. По ме­ре умень­ше­ния мас­сы З. вре­мя её жиз­ни рас­тёт. Для З., мас­са ко­то­рых близ­ка к мас­се Солн­ца, вре­мя жиз­ни рас­тёт об­рат­но про­пор­цио­наль­но ку­бу мас­сы звез­ды.

Ра­диу­сы из­вест­ны из пря­мых из­ме­ре­ний толь­ко для не­мно­гих З. Срав­не­ние ра­диу­сов хи­ми­че­ски од­но­род­ных мо­де­лей З. глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти с из­ме­рен­ны­ми ра­диу­са­ми З. по­ка­зы­ва­ет хо­ро­шее со­гла­сие. Ра­диу­сы З. оце­ни­ва­ют по све­ти­мо­сти и эф­фек­тив­ной темп-ре, ко­то­рая од­но­знач­но свя­за­на со спек­траль­ным клас­сом или по­ка­за­те­лем цве­та. Мас­сы из­вест­ны толь­ко для Солн­ца и ря­да двой­ных З. По­это­му удоб­но ис­клю­чить мас­су из со­от­но­ше­ний $T = T(M, R)$ и $L = L(M)$ и пе­рей­ти от ра­диу­са $R$ к не­по­сред­ст­вен­но на­блю­дае­мым ве­ли­чи­нам: эф­фек­тив­ной темп-ре или по­ка­за­те­лю цве­та. Так по­лу­ча­ют­ся важ­ней­шие за­ви­си­мо­сти: цвет – све­ти­мость, ес­ли за не­за­ви­си­мую пе­ре­мен­ную бе­рёт­ся по­ка­за­тель цве­та, и диа­грам­ма Герцш­прун­га – Рес­се­ла, ес­ли поль­зу­ют­ся эф­фек­тив­ной темп-рой $T_э$. Обыч­но $T_э$ за­ме­ня­ют спек­траль­ным клас­сом З., т. к. ка­ж­до­му клас­су от­ве­ча­ет оп­ре­де­лён­ная $T_э$, а све­ти­мость – аб­со­лют­ной звёзд­ной ве­ли­чиной, ко­то­рая про­пор­цио­наль­на ло­га­риф­му све­ти­мо­сти. По­стро­ен­ную та­ким об­ра­зом диа­грам­му Герцш­прун­га – Рес­се­ла при­ме­ня­ют для срав­не­ния вы­во­дов тео­рии эво­лю­ции З. с ре­зуль­та­та­ми на­блю­де­ний.

От ле­во­го верх­не­го до пра­во­го ниж­не­го уг­ла диа­грам­мы Герцш­прун­га – Рес­се­ла про­хо­дит глав­ная по­сле­до­ва­тель­ность, на ко­то­рой на­хо­дит­ся боль­шин­ст­во З., ни­же её рас­по­ла­га­ют­ся бе­лые кар­ли­ки. Вы­ше глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти ле­жат как мо­ло­дые З., на­хо­дя­щие­ся в ста­дии гра­ви­тац. сжа­тия, так и З., да­ле­ко про­дви­нув­шие­ся по сво­ему эво­лю­ци­он­но­му пу­ти, – крас­ные и жёл­тые ги­ган­ты, сверх­ги­ган­ты.

От­но­сит. рас­про­стра­нён­ность З. раз­ных ти­пов в Га­лак­ти­ке мож­но оха­рак­те­ри­зо­вать так: на 10 млн. З. глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти при­хо­дит­ся ок. 1 млн. бе­лых кар­ли­ков, при­мер­но 1000 ги­ган­тов и толь­ко один сверх­ги­гант. У З. сфе­рич. со­став­ляю­щей Га­лак­ти­ки верх­няя часть глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти от­сут­ст­ву­ет, за­то хо­ро­шо пред­став­ле­ны вет­ви крас­ных и жёл­тых ги­ган­тов.

Ядерные реакции и эволюция звёзд

В пло­ских под­сис­те­мах га­лак­тик про­цесс звез­до­об­ра­зо­ва­ния про­дол­жа­ет­ся не­пре­рыв­но, про­ис­хо­дит он и в совр. эпо­ху. На это ука­зы­ва­ет, напр., су­ще­ст­во­ва­ние З.-ги­ган­тов и сверх­ги­ган­тов вы­со­кой све­ти­мо­сти, у ко­то­рых сро­ки ис­то­ще­ния внутр. ис­точ­ни­ков энер­гии с кос­мо­ло­гич. точ­ки зре­ния очень ма­лы (3–4 млн. лет).

К мо­ло­дым З. от­но­сят­ся так­же З. ти­па Т Тель­ца, ко­то­рые на­хо­дят­ся ещё в ста­дии пер­во­на­чаль­но­го гра­ви­тац. сжа­тия. Темп-ра в цен­тре та­ких З. не­дос­та­точ­на для про­те­ка­ния ядер­ных ре­ак­ций, и све­че­ние про­ис­хо­дит толь­ко за счёт пре­вра­ще­ния гра­ви­тац. энер­гии в те­п­ло­ту. З., ро­ж­даю­щие­ся в пло­ских под­сис­те­мах га­лак­тик, бо­га­тых меж­звёзд­ным га­зом и пы­лью, от­но­сят­ся ко вто­ро­му по­ко­ле­нию. Ма­те­риа­лом для их об­ра­зо­ва­ния по­слу­жи­ли про­дук­ты взры­вов З. пер­во­го по­ко­ле­ния, ко­то­рые вхо­ди­ли в сфе­рич. под­сис­те­му га­лак­тик и об­ра­зо­ва­лись при фор­ми­ро­ва­нии га­лак­тик. Т. о., раз­де­ле­ние З. на на­се­ле­ния пло­ской и сфе­рич. под­сис­тем га­лак­тик име­ет глу­бо­кий эво­лю­ци­он­ный смысл.

Гра­ви­тац. сжа­тие – пер­вый этап эво­лю­ции звёзд – при­во­дит к ра­зо­гре­ву центр. зо­ны З. до темп-ры «вклю­че­ния» тер­мо­ядер­ной ре­ак­ции пре­вра­ще­ния во­до­ро­да в ге­лий (ок. 10 млн. К). В не­драх З. глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти воз­мож­ны два ти­па тер­мо­ядер­ных ре­ак­ций: во­до­род­ный цикл (про­тон-про­тон­ная це­поч­ка) и уг­ле­род­но-азот­ный цикл. В пер­вом слу­чае для про­те­ка­ния ре­ак­ции тре­бу­ет­ся толь­ко во­до­род, во вто­ром не­об­ходи­мо ещё и на­ли­чие уг­ле­ро­да. Вклад про­тон-про­тон­ной це­поч­ки и уг­ле­род­но-азот­но­го цик­ла в энер­ге­ти­ку З. за­ви­сит как от темп-ры яд­ра З., так и от со­дер­жа­ния в нём уг­ле­ро­да.

Со­пос­тав­ле­ние тео­ре­тич. мо­де­лей с на­блю­дае­мы­ми па­ра­мет­ра­ми З. по­зво­ля­ет сде­лать вы­вод, что у З. глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти ис­точ­ни­ка­ми энер­гии яв­ля­ют­ся тер­мо­ядер­ные ре­ак­ции «го­ре­ния» во­до­ро­да в центр. зо­не. Во­до­род – гл. со­став­ная часть кос­мич. ве­ще­ст­ва и важ­ней­ший вид ядер­но­го го­рю­че­го в З. За­па­сы его в З. очень ве­ли­ки, так что З.-кар­ли­ки сол­неч­но­го ти­па ос­та­ют­ся на глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти очень дол­гое вре­мя, из­ме­ряе­мое мно­ги­ми мил­ли­ар­да­ми лет. При этом по­ка в центр. зо­не весь во­до­род не «вы­го­рел», свой­ст­ва З. и по­ло­же­ние её на глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти ме­ня­ют­ся ма­ло.

По­сле «вы­го­ра­ния» во­до­ро­да в центр. зо­не у З. об­ра­зу­ет­ся ге­лие­вое яд­ро. Тер­мо­ядер­ные ре­ак­ции «го­ре­ния» во­до­ро­да про­дол­жа­ют про­те­кать лишь в тон­ком слое вбли­зи по­верх­но­сти это­го яд­ра. Яд­ро при этом сжи­ма­ет­ся, а обо­лоч­ка рас­ши­ря­ет­ся. Для З. с мас­сой ок. 1 $M_☉$ это про­ис­хо­дит, ко­гда мас­са ге­лие­во­го яд­ра дос­ти­га­ет 0,1 $M_☉$. Обо­лоч­ка З. рас­ши­ря­ет­ся до ста ра­диу­сов Солн­ца. Из-за боль­шой внеш­ней по­верх­но­сти З. её эф­фек­тив­ная темп-ра ста­но­вит­ся низ­кой и З. пе­ре­хо­дит в ста­дию крас­но­го ги­ган­та. Сжа­тие ге­лие­во­го яд­ра З. при­во­дит к по­вы­ше­нию его внутр. темп-ры. Для та­ких З. ха­рак­тер­на низ­кая внеш­няя, но очень вы­со­кая внутр. темп-ра.

С по­вы­ше­ни­ем внутр. темп-ры в тер­мо­ядер­ные ре­ак­ции всту­па­ют всё бо­лее тя­жё­лые яд­ра. Эти ре­ак­ции яв­ля­ют­ся не толь­ко ис­точ­ни­ка­ми энер­гии З., но и при­во­дят к син­те­зу тя­жё­лых хи­мич. эле­мен­тов. Тео­ре­тич. ис­сле­до­ва­ние эво­лю­ции З. на ста­ди­ях об­ра­зо­ва­ния атом­ных ядер, бо­лее тя­жё­лых, чем $ce{^20Ne, :^24Mg},$ пред­став­ля­ет слож­ную про­бле­му из-за по­сле­до­ва­тель­но­го ус­лож­не­ния струк­ту­ры З. Для мас­сив­ных З. рас­чёты эво­лю­ции бы­ли вы­пол­не­ны вплоть до ста­дий, не­по­сред­ст­вен­но пред­ше­ст­вую­щих взры­ву сверх­но­вых З. К это­му мо­мен­ту пол­но­стью ис­то­ща­ют­ся внутр. тер­мо­ядер­ные ис­точ­ни­ки энер­гии и те­ря­ет­ся за счёт звёзд­но­го вет­ра часть обо­лоч­ки З. Даль­ней­шая судь­ба З. за­ви­сит от мас­сы её яд­ра. При мас­се яд­ра < 1,4 $M_☉$ З. пе­ре­хо­дит в ста­цио­нар­ное со­стоя­ние с очень боль­шой плот­но­стью, та­кие З. на­зы­ва­ют­ся бе­лы­ми кар­ли­ка­ми. Мо­ло­дые бе­лые кар­ли­ки, ок­ру­жён­ные ос­тат­ка­ми обо­лоч­ки ги­ган­та, на­блю­да­ют­ся как пла­не­тар­ные ту­ман­но­сти. При мас­се яд­ра, пре­вос­хо­дя­щей 1,4 $M_☉$ (пре­дел Чан­д­ра­се­ка­ра), ста­цио­нар­ное со­стоя­ние З. без внутр. ис­точ­ни­ков энер­гии ста­но­вит­ся не­воз­мож­ным, т. к. дав­ле­ние не мо­жет урав­но­ве­сить си­лу тя­го­те­ния. Тео­ре­ти­че­ски ко­неч­ным ре­зуль­та­том эво­лю­ции та­ких З. дол­жен быть гра­ви­та­ци­он­ный кол­лапс – не­ог­ра­ни­чен­ное сжа­тие ве­ще­ст­ва их ядер. В слу­чае ко­гда от­тал­ки­ва­ние ней­тро­нов всё же ос­та­нав­ли­ва­ет кол­лапс, про­ис­хо­дит мощ­ный взрыв – вспыш­ка сверх­но­вой с вы­бро­сом ве­ще­ст­ва обо­лоч­ки З. со ско­ро­стью неск. ты­сяч ки­ло­мет­ров в се­кун­ду. Это ве­ще­ст­во мо­жет быть об­на­ру­же­но как осо­бая га­зо­вая ту­ман­ность (см. Ос­тат­ки вспы­шек сверх­но­вых). Часть мас­сы взо­рвав­шей­ся З. мо­жет ос­тать­ся в ви­де сверх­плот­но­го те­ла – ней­трон­ной звез­ды или чёр­ной ды­ры. От­кры­тые в 1967 пуль­са­ры ото­жде­ст­в­ля­ют­ся с тео­ре­ти­че­ски пред­ска­зан­ны­ми ней­трон­ны­ми З. На­ко­нец, ес­ли ко­неч­ная мас­са З. пре­вы­ша­ет 2–3 $M_☉$, то гра­ви­тац. кол­лапс ве­дёт к об­ра­зо­ва­нию чёр­ной ды­ры.

Вспыш­ки сверх­но­вых име­ют фун­дам. зна­че­ние для об­ме­на ве­ще­ст­вом ме­ж­ду З. и меж­звёзд­ной сре­дой, а так­же для об­ра­зо­ва­ния боль­шин­ст­ва хи­мич. эле­мен­тов, из ко­то­рых в ко­неч­ном ито­ге об­ра­зу­ют­ся пла­не­ты.

Нестационарные звёзды

Боль­шую цен­ность для изу­че­ния при­ро­ды З. пред­став­ля­ют фи­зич. пе­ре­мен­ные звёз­ды, блеск ко­то­рых ме­ня­ет­ся ре­гу­ляр­ным или не­ре­гу­ляр­ным об­ра­зом под дей­ст­ви­ем внутр. фак­то­ров. Для ка­ж­дой га­лак­тич. под­сис­те­мы ха­рак­тер­ны разл. ти­пы звёзд­ной пе­ре­мен­но­сти; так, ко­рот­ко­пе­рио­ди­че­ские пе­ре­мен­ные ти­па RR Ли­ры встре­ча­ют­ся толь­ко в сфе­рич. под­сис­те­мах га­лак­тик. У пе­ре­мен­ных З. ти­па це­фе­ид су­ще­ст­ву­ет чёт­кая за­ви­си­мость ме­ж­ду пе­рио­дом и све­ти­мо­стью, ко­то­рая име­ет очень боль­шое зна­че­ние для оп­ре­де­ле­ния рас­стоя­ний до З. и га­лак­тик и, сле­до­ва­тель­но, для оп­ре­де­ле­ния мас­шта­ба Все­лен­ной.

Из­вест­но неск. ме­ха­низ­мов, обу­слов­ли­ваю­щих не­ста­цио­нар­ность З. Для пе­ре­мен­ных З. ти­па це­фе­ид это пе­рио­дич. пуль­са­ции, со­про­во­ж­даю­щие­ся из­ме­не­ни­ем раз­ме­ров, плот­но­сти и темп-ры З. Для не­ко­то­рых ти­пов пе­ре­мен­ных З. не­ста­цио­нар­ные яв­ле­ния свя­за­ны с вы­хо­дом на по­верх­ность З. удар­ных волн. Для вспы­хи­ваю­щих звёзд важ­ную роль мо­жет иг­рать элек­тро­маг­нит­ная ак­тив­ность в их ат­мо­сфе­рах.

Од­на­ко не все­гда не­ста­цио­нар­ность З. име­ет внутр. при­чи­ны. Пе­ре­мен­ность З. ти­па Т Тель­ца мо­жет соз­да­вать­ся про­цес­са­ми в ок­ру­жаю­щих их ак­кре­ци­он­ных дис­ках. Важ­ную роль в объ­яс­не­нии пе­ре­мен­но­сти З. ти­па FU Орио­на (т. н. фуо­ров) так­же мо­жет иг­рать не­ус­той­чи­вость ак­кре­ци­он­но­го дис­ка, су­ще­ст­вую­ще­го око­ло этих мо­ло­дых З. Изу­че­ние но­вых З. по­ка­за­ло, что они при­над­ле­жат к тес­ным двой­ным сис­те­мам и вспыш­ки их свя­за­ны с пе­ре­те­ка­ни­ем га­за от од­ной из З. на её близ­ко­го со­се­да, в вы­ро­ж­ден­ной во­до­род­ной обо­лоч­ке ко­то­ро­го вре­мя от вре­ме­ни про­ис­хо­дят тер­мо­ядер­ные взры­вы. Не­ста­цио­нар­ность т. н. сим­био­ти­че­ских звёзд так­же объ­яс­ня­ет­ся те­п­ло­вы­ми вспыш­ка­ми в во­до­род­ном слое ак­кре­ци­рую­ще­го бе­ло­го кар­ли­ка – спут­ни­ка крас­но­го ги­ган­та, бы­ст­ро те­ряю­ще­го ве­ще­ст­во. Часть это­го ве­ще­ст­ва за­хва­ты­ва­ет­ся кар­ли­ком и вы­зы­ва­ет вспыш­ки.

Про­ис­хо­ж­де­ние и не­ко­то­рые свой­ст­ва мас­сив­ных З. с вы­со­ки­ми про­стран­ст­вен­ны­ми ско­ро­стя­ми, Воль­фа – Райе звёзд в двой­ных сис­те­мах, рент­ге­нов­ских ис­точ­ни­ков в двой­ных сис­те­мах объ­яс­ня­ют­ся в рам­ках тео­рии эво­лю­ции тес­ных двой­ных звёзд с боль­шой мас­сой.

Источник: bigenc.ru

Способы наблюдений переменных звёзд

Главное, что требуется при изучении переменных звёзд – определять их яркость и отмечать точное время наблюдений. Делать это можно разными способами:

  1. Фотографический.
  2. Визуальный.

В первом случае делаются фотографии участка неба и уже на снимке определяется яркость переменной. Способ хорош своей точностью и возможностью в любой момент перепроверить результаты. Но есть недостаток – нужно оборудование, которое есть далеко не у каждого любителя, особенно начинающего. Да и опыт в астросъёмке требуется.

Визуальный способ самый доступный. Оценка блеска переменной происходит непосредственно при наблюдении, никаких инструментов не требуется, если звезду можно увидеть невооруженным глазом. Если она слабая, нужен бинокль или телескоп. Точность оценки блеска при наборе опыта возрастает и становится довольно высокой.

Не будем рассматривать фотографический способ, как более технологичный, а разберёмся подробнее с визуальным – воспользоваться им вы можете уже ближайшей ясной ночью.

Подготовка к визуальным наблюдениям переменных звёзд

Прежде, чем приступать к наблюдениям переменных звёзд, нужно проделать определённую подготовительную работу. Рассмотрим её по этапам:

  • Выбрать переменную звезду. Она должна быть хорошо видима, поэтому для наблюдений без инструментов должна иметь яркость в минимуме до +5.5m. Если есть бинокль, можно заняться более слабыми звёздами – до 7-8m. Телескоп еще больше расширяет возможности выбора.
  • Выбрать поблизости пару звёзд, которые не сильно отличаются по яркости от переменной – это будут звёзды сравнения. Одна должна быть немного ярче, другая – немного слабее. Они должны быть видны в поле зрения бинокля или телескопа вместе с переменной. Цвет их тоже должен быть по возможности схожим, чтобы он не вносил лишних ошибок.
  • Нужно зарисовать или напечатать на принтере расположение переменной звезды и её окрестностей, а также выбранных звёзд сравнения, чтобы легко найти их на небе.

Вот и всё, что понадобится. Хотя нужен еще блокнот или тетрадь, куда будут записываться результаты наблюдений, и часы, так как нужно отмечать точное время.

Выбрать звёзды сравнения можно, воспользовавшись атласом или любой программой-планетарием, например, Stellarium. Атлас не покажет точный блеск звёзд, поэтому он полезен только для ориентирования. Можно поискать в Интернете список звёзд сравнения для самых известных переменных звёзд, а для многих слабых найдётся и подробная карта окрестностей.

Оценка блеска переменной звезды

Главное, что нужно делать исследователю переменных звёзд – оценивать их яркость и записывать время наблюдений. Потом на основе этой оценки вычисляется действительный блеск звезды в звёздных величинах и строится график блеска. Чем больше наблюдений сделано, тем больше будет точек для построения графика и тем точнее он получится.

Оценивать блеск звезды на глаз, без всяких инструментов, поначалу будет сложно. Ведь уловить разницу в яркости для пары звёзд без практики не так просто. Но со временем это начнёт получаться. Точность оценки при достаточно большом опыте может достигать 0.04m.

Всем любителям астрономии, интересующимся переменными звёздами, рекомендуется освоить визуальный метод наблюдений, даже если планируется использовать фотометр и прочую аппаратуру. Ведь чтобы учиться нырять, нужно сначала научиться плавать.

Методов визуальной оценки блеска переменных звёзд разработано несколько. Каждый имеет свои достоинства и недостатки, поэтому рассмотрим все, по мере сложности.

Метод Пикеринга

Это довольно простой и понятный способ оценки блеска звезды, разработанный американским астрономом Эдуардом Пикерингом в XIX веке. Заключается он в следующем:

  • Выбрать две звезды сравнения, одна должна быть ярче переменной, другая слабее. Обозначают их буквами, например, a и b.
  • Разницу их блеска мысленно разделить на 10 частей и оценить, как на этой линейке расположена яркость переменной.
  • Записать оценку. Она может выглядеть так a1V9b – когда яркость переменной близка к яркости звезды сравнения a. Или a5V5b, если она примерно посередине.

Этот метод называется интерполяционным, и он прост в освоении и применении, поэтому рекомендуется новичкам для начальной тренировки.

Вычисление блеска переменной по таким оценкам проводится элементарно, так как блеск звёзд сравнения известен. Разницу в блеске звезд сравнения надо поделить на 10 и соответственно каждой оценке находится блеск переменной.

Например, для простоты возьмём звёзды сравнения с блеском a=5.0m и b=6.0m.  Разница будет 1.0m, а одна десятая часть составит 1.0/10=0.1m. Тогда при оценке a5V5b получаем яркость переменной 5.5m (5+ 5*0.1), а при оценке a2V8b получаем 5.2m (то есть 5 + 2 части по 0,1m). Это простейшая арифметическое действие.

Метод Аргеландера

Этот способ оценки блеска самый старый. Его предложил немецкий астроном Фридрих Аргеландер в конце XVIII века. То есть он появился еще раньше метода Пикеринга, но тоже вполне хорош, и многие им пользуются. Точность оценки вполне приемлемая, хотя поначалу этот метод кажется очень приближённым. Но это обманчивое мнение, при должном опыте он даёт вполне приличные результаты и освоить его тоже желательно. Погрешность оценки у новичка может составить 0.2m, с набором опыта она уменьшается.

Суть в том, что переменная (обозначим её как V) сравнивается с другой звездой, близкого к ней блеска (обозначим как a). Если они выглядят одинаковыми, пишем a=V. Если блеск совсем немного отличается, едва уловимо, пишем a1V. Если разница уже явно заметна, пишем a2V, и так далее.

В методе Аргеландера нет конкретной линейки в 10 степеней, как в методе Пикеринга. Здесь переменную нужно сравнивать с одной звездой, и степень отличий задаётся самостоятельно. Конечно, сравнения вс одной звездой недостаточно для получения достоверного результата, поэтому также надо сравнить еще с одной звездой, или даже с несколькими. Причём звезды сравнения должны быть и ярче и слабее переменной.

Хотя метод Аргеландера кажется очень приблизительным, не стоит недооценивать свои глаза. Они – довольно точный инструмент, и с набором опыта погрешность может составить всего 0.06m. Освоить этот метод полезно, но на практике удобнее оказывается следующий, который одновременно и степенной, и интерполяционный.

Метод Нейланда-Блажко

Этот метод оценки блеска переменных звезд был разработан уже в XX веке советским астрономом С.Н. Блажко и голландским астрономом А.А. Нейландом. Здесь используется две звезды сравнения – одна ярче переменной, а другая слабее.

В отличие от метода Пикеринга, где интервал блеска между звёздами сравнения делится строго на 10 частей, здесь можно использовать любое их количество, какое удобнее в данный момент на усмотрение наблюдателя. В остальном оценка делается также.

Так, если записать a2V3b, то видно, что здесь используется 5 степеней, и блеск переменной ближе к звезде a, а от звезды b отличается сильнее.

Расчет блеска переменной здесь производится также, как и в методе Пикеринга, только количество степеней здесь может быть разным, а не равно 10.

Этот метод более гибок и даёт наблюдателю больше свободы. Поэтому он и удобнее, и точнее, да и освоить его несложно.

Ведение дневника наблюдений переменных звёзд

Наблюдения переменных звёзд ведутся длительный период, чтобы накопить данные и затем построить как можно больше точек на графике изменения блеска. Поэтому нужно завести специальную тетрадь и записывать туда каждую оценку и время наблюдений с точностью до минут.

Удобно сделать таблицу, где указывается дата и время наблюдений, оценка, и еще нужно оставить место для дополнительных колонок, куда будет вписана вычисленная звёздная величина, а для периодических звёзд – текущий период.

Можно вести такую таблицу и на компьютере. Специальных программ, которые могли бы взять на себя функцию таблицы, вычисления данных и построения графика, найти не удалось. Если у вас есть ссылка на подобную программу, просим поделиться в комментариях. Возможно, это можно сделать в Excel или в Access.

Обработку данных и построение графика изменения блеска переменных звёзд рассмотрим с следующей статье.

Источник: astro-world.ru

Изучением звезд человечество занималось с древнейших времен. Результаты исследований использовались для навигации моряков и определения времени. До последнего времени основным инструментом астрономов были простейшие телескопы, которые позволяли следить за звездами. В наши дни в изучении звезд помимо обычных оптических телескопов используются радиотелескопы, которые регистрируют не видимый свет звезды, а исходящее от нее электромагнитное излучение. Радиотелескоп позволяет исследовать звезды, находящиеся на расстоянии гораздо больше, чем предел досягаемости оптических телескопов.

Отдельно стоит отметить орбитальный телескоп «Хаббл», который позволял вести наблюдения, которым не мешала атмосфера Земли и неблагоприятные погодные условия.

Помимо оптических и радиотелескопов астрономы используют для рассматривания звезд специальную фототехнику, которая фотографирует большие участки звездного неба с большими выдержками. Большая выдержка позволяет излучению от слабых звезд накапливаться, что в дальнейшем делает их видимыми на снимках. Фотографии используются потом для поиска новых звезд, которые невозможно обнаружить другими способами, поскольку их излучение слишком слабое.

Другим очень важным способом изучения звезд является спектральный анализ. С помощью спектрального анализа ученые могут определить температуру на поверхности звезды, химический состав вещества звезды и характер ее перемещений во вселенной. Все звезды разделены по спектральным классам, звезды одного класса имеют один цвет. Этот цвет может варьироваться от красного до голубого. От цвета спектра зависит температура звезды: наиболее горячие звезды голубые, температура их поверхности начинается от 25000 градусов, красные звезды самые холодные, их температура обычно не превышает 1600 градусов. Определить наличие того или иного химического элемента в звезде можно сравнив спектр элемента с частями спектра звезды. Гелий и водород, элементы, из которых состоят звезды, встречаются и на Земле.

Источник: www.kakprosto.ru

Начинаем изучать небо совместно с Meduza. Попросили написать о том, что можно рассмотреть в небе и как это делать. Получился неплохой мануал по начальной астрономии. Изучайте на здоровье!

01 Что случилось?

Ничего особенного. Просто приближается лето, ночи становятся теплее, и самое время напомнить, что всякий человек может выйти ясной ночью во двор и увидеть космос.

02 Что можно увидеть в ночном небе?

Если сравнивать с масштабами Вселенной — немногое: лишь небольшой участок галактики Млечный путь, располагающийся поблизости от Солнца.

03 Наблюдать можно из любой точки?

Да, но от места наблюдения зависит, что вы сможете увидеть. Большие города плохо подходят для наблюдений, потому что искусственное освещение мешает смотреть. Но яркие звезды (Сириус, Вегу, Бетельгейзе) и близкие планеты (Венеру, Марс, Юпитер, Сатурн) можно увидеть из любого мегаполиса. И, конечно же, Луну.

04 А если уехать куда-нибудь за город?

Так будет намного лучше. Вы сможете увидеть полосу Млечного пути, различить знакомые и незнакомые созвездия. Возможно получится увидеть самый дальний объект, различимый невооруженным глазом, — большую галактику Андромеды, расположенную в двух с половиной миллионах световых лет от нас — но лучше поехать куда-нибудь в горы или пустыню. Там электрический свет совсем не будет мешать.

05 Падающие звезды можно увидеть?

Можно. Они ближе к нам, чем многие другие объекты. Только надо помнить, что падающие звезды — это, на самом деле, не звезды, а метеоры, космические песчинки, сгорающие в верхних слоях атмосферы. Когда Земля пересекает орбиту какой-нибудь кометы, можно наблюдать метеорный дождь.

06 Что еще интересного можно найти в небе?

Иногда с «падающей звездой» можно спутать падающий и сгорающий космический мусор, но, как правило, его скорость в два раза ниже падающих звезд. Точно так же в небе можно наблюдать пролетающие спутники и Международную космическую станцию.

Очень красивое явление — северное сияние. Примерно раз в десятилетие оно «добивает» даже до Москвы, так, например было в марте 2015 года.

Северное (полярное) сияние в Москве 17.03.2015

Примерно на тех же высотах, что и метеоры, летом можно увидеть серебристые облака. Такие облака состоят из тончайших кристалликов льда и находятся куда выше обычных. Их освещает Солнце, которое наблюдателям с Земли ночью не видно, так что серебристые облака выглядят как светящаяся пелена, висящая в северной части неба.

Раз в несколько лет к Земле подлетают яркие кометы, которые можно наблюдать с помощью бинокля или невооруженным глазом, правда, в последнее время больше везет Южному полушарию.

07 Как отличить планету от звезды?

По стабильности свечения. Свет звезды, даже яркой, немного колеблется, мерцает, от атмосферных потоков. Планета же светит более стабильным светом за счет того, что находится ближе. Лучше всего планеты видны во время так называемых противостояний, когда Земля и планета сходится в ближайших точках орбит. Противостоянием это называется потому, что планета стоит точно напротив Солнца для наблюдателя с Земли, хотя иногда максимальное сближение планет не совпадает с противостоянием. Так противостояние Марса было 22 мая 2016 года, а самая близкая встреча — 31 мая.

Самая яркая планета на земном небосводе — Венера. Во время сближений наших планет отдельные наблюдатели могут даже увидеть ее в виде тонкого серпа, хотя для большинства она будет выглядеть просто как очень яркая звезда. Юпитер виден очень хорошо и очень долго до и после противостояния, которое было ранней весной. Сатурн сейчас тоже достаточно яркий.

08 Как наблюдать спутники?

Летящий в космосе спутник виден в виде тусклой немигающей звездочки белого цвета. Если летит что-то мигающее, скорее всего вы видите самолет. Отдельная категория спутников — телекоммуникационные «Иридиумы». Благодаря форме своей антенны, они бросают на Землю яркие солнечные зайчики, которые выглядят как медленно движущаяся звезда, которая появляется, быстро разгорается, тускнеет и исчезает. Сейчас начинается вечерняя пора наблюдения Международной космической станции. Она выглядит как очень яркая — ярче любой планеты, кроме Венеры — звезда, белого или голубоватого цвета, которая пересекает южную часть небосвода.

Иногда МКС может пропадать на половине пути, когда скрывается в тени Земли. Если повезет, можно увидеть не только станцию, но и прибывающий к ней грузовой или пилотируемый корабль. Тогда они будут выглядеть как две звезды, сильно отличающиеся по яркости, следующие одним курсом.

09 На небе же миллиарды звезд. Как все это выучить и узнать, куда смотреть?

Не пугайтесь, сейчас для этого уже не нужно долго сидеть над справочниками — удобные приложения для компьютеров, планшетов и смартфонов позволяют быстро ориентироваться в ночном небе. Первым делом стоит поставить на компьютер программу-планетарий Stellarium.

Достаточно указать свой город, и программа рассчитает, какое расположение звезд, планет и созвездий видно на небе в любой момент времени. Программа может даже показать, какие спутники пролетают, хотя иногда ошибается. Stellarium есть и в версиях для планшетов и смартфонов. Для Android есть хорошее приложение Google Sky Map, для iOS — StarWalk. Устроены они примерно так: вы наводите камеру на участок неба и на экране видите его же, только в виде подробной карты — с названиями созвездий и планет.

10 Какая техника нужна, чтобы наблюдать космос?

Начать можно с простого 20-кратного бинокля. Его вполне достаточно, чтобы рассмотреть спутники у Юпитера, смутно различить наклон кольца у Сатурна в период противостояний и форму МКС. С биноклем можно увидеть даже из города галактику Андромеды (в виде туманного облачка) или Туманность Ориона зимой. Луна в бинокль смотрится великолепно, особенно на фоне облаков: можно различить крупные кратеры и довольно сложную структуру поверхности, которая глазом видна как несколько пятен.

11 А если я хочу увидеть больше?

Тогда вам потребуются более сложные устройства: астрономические бинокли на штативах, любительские телескопы. При выборе телескопа не стоит гнаться за размером и кратностью, если вы не собираетесь вывозить его на природу, за город. При наблюдении с балкона или крыши существенные искажения будут вносить теплые потоки воздуха, которые поднимаются от стен здания, поэтому потратившись на мощный телескоп вы сможете использовать лишь небольшую долю его возможностей.

12 На Солнце тоже можно смотреть?

Да, но аккуратно. Для наблюдения Солнца нужны либо светозащитные пленки, либо специальные телескопы Coronado. Они дорогие, но только с их помощью можно увидеть солнечные протуберанцы и структуру солнечной поверхности. Если наблюдать Солнце через телескоп без защиты, можно лишиться глаза — и обычные темные очки тут не помогут.

13 Как узнавать о пролетах МКС, спутников и других интересных вещах?

Тоже с помощью приложений. Существуют приложения для предупреждения о пролетах МКС или вспышках «Иридиума». Продвинутым пользователям может понадобиться сайт heavens-above.com — он поможет следить за космическими аппаратами. Благодаря этим приложениям, некоторые виртуозы начинают гонки за оригинальными кадрами и стараются ловить МКС и другие крупные спутники на фоне Солнца или Луны, а то и планет. В сообществе «ВКонтакте» «Наблюдательная астрономия» всегда расскажут о приближающихся интересных событиях в небе: о противостояниях, пролетающих кометах и астероидах, метеорных потоках, полярных вспышках, ракетных пусках, падающих кусках космического мусора и многом другом.

14 Какая техника нужна, чтобы фотографировать космос?

Для астрофотоснимков подходит любой фотоаппарат, позволяющий выставлять длительную выдержку. Это практически все зеркальные полупрофессиональные и профессиональные камеры. Сейчас даже некоторые «мыльницы» могут дать неплохую картинку. Кроме длинной выдержки потребуется светосильный объектив — тот, который сможет собрать больше всего света, пока открыт затвор фотоаппарата. Выбирая такой объектив, надо ориентироваться на число после буквы f/ — чем меньше число, тем лучше светосила, но дороже объектив. Брендовые дорогущие объективы не всегда требуются, при достаточном опыте и старании можно делать прекрасное астрофото и на китайские Samyang.

Следующая важная характеристика фотоаппарата — светочувствительность (ISO): чем этот показатель выше, тем больше деталей в темноте видит фотоаппарат, но при этом снимки получаются очень «шумные» — с помехами. Соответственно, чем выше ISO и чем меньше «шум» — тем лучше. Сейчас лучшее соотношение ISO/шум показывают зеркалки Sony и Nikon. Разумеется, для астрофотографий нужен штатив. Начинать съемку можно с широкоугольных объективов и панорамных съемок. Обычный штатив и длиннофокусные объективы позволяют снимать только очень яркие объекты: Луну и планеты в противостоянии. Для более сложных съемок потребуются монтировки с гидированием, стартрекеры, фильтры, астрокамеры, пульты дистанционного управления и много другой техники, уводящей расходы в космическую бесконечность.

meduza.io

15 Как увидеть НЛО?

Посмотреть в небо и не понять, что вы там увидели. Напоминаем, что НЛО — это неопознанный летающих объект. Птица на фоне ночного неба — НЛО. Снижающийся вам навстречу самолет, который виден в виде яркого висящего в одной точке объекта — НЛО. Венера, на фоне которой движутся облака — НЛО. Китайские фонарики, и новая мода на гелиевые шарики со светодиодами — НЛО. А сейчас еще грядет пора беспилотников… Чем больше вы будете интересоваться небом, следить за астрономическими событиями, сверять свои наблюдения с электронными приложениями, и обсуждать с такими же астрономами-энтузиастами, тем меньше в небе будет НЛО и тем больше будет интересных открытий.

Чтобы не пропускать новые посты, подпишитесь на мои страницы в соцсетях: в Zen, ЖЖ, Facebook, Вконтакте, Twitter.

Поддержать выход новых постов можно через сервис Patreon.
Другие способы оказать поддержку.

Источник: zen.yandex.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.