Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Другие значения слова «звезда» см. в статье Звезда (значения).

Звезда́ — небесное тело, по своей природе сходное с Солнцем, вследствие огромной отдалённости видимое с Земли как светящаяся точка на ночном небе. Звёзды представляют собой массивные самосветящиеся газовые (плазменные) шары, образующиеся 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 или гелия в углерод, происходящих при высоких температурах во внутренних областях, у отдельных, редко встречающихся звёзд, в ходе других процессов. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе.

Ближайшей к Земле звездой является (не считая Солнца) Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 св. лет от нашей Солнечной системы (4,2 св. лет = 39 триллионов км = 3,9 × 10¹³ км). Cм. также список ближайших звёзд.

Содержание 1 Единицы измерения 2 Физические характеристики 2.1 Расстояние 2.2 Масса 3 Строение звёзд 4 Возникновение и эволюция звёзд 4.1 Белые карлики и нейтронные звёзды 4.2 Чёрные дыры 4.3 Схема эволюции одиночных звёзд 4.4 Продолжительность эволюции звёзд 5 Классификация звёзд 5.1 Кратные звёзды 6 Обозначения звёзд 7 Реакции термоядерного синтеза в недрах звёзд 8 Самые известные звезды 9 См. также 10 Ссылки 11 Сноски

[править] 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] Физические характеристики

Массы подавляющего большинства современных звёзд лежат в пределах от 0,071 масс Солнца (75 масс Юпитера) до 100-150 масс Солнца, первые звёзды были ещё более массивными. Температура в недрах звёзд достигает 10—12 млн. К.

[править] Расстояние

Расстояния до ближайших звёзд определяются благодаря явлению годичного параллакса звёзд. Первым измерил расстояние до звезды Веги российский астроном Василий Яковлевич Струве в 1837 году^[1]. Определение параллаксов с поверхности Земли позволяет измерить расстояния до 100 парсек, а со специальных астрометрических спутников, таких как HIPPARCOS, — до 1000 пк. Для определения расстояния до более далеких звёзд в основном используется фотометрия ^[2][3].

[править] Масса

Достоверно определить массу звезды можно, только если она является компонентом двойной звезды. В этом случае массу можно вычислить используя третий закон Кеплера. Но даже при этом оценка погрешности составляет от 20% до 60% и, в значительной степени, зависит от погрешности определения расстояния до звезды. Во всех прочих случаях приходится определять массу по косвенным признакам, например, зависимости светимости и массы звезды. ^[4].

[править] Строение звёзд

[править] Возникновение и эволюция звёзд

Основная статья: Звёздная эволюция

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов Кельвинов, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

[править] Белые карлики и нейтронные звёзды

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

У звёзд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 280 трлн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.

[править] Чёрные дыры

У звёзд более массивных, чем предшественники нейтронных звёзд, ядра испытывают полный гравитационный коллапс. По мере сжатия такого объекта сила тяжести на его поверхности возрастает настолько, что никакие частицы и даже свет не могут её покинуть, — объект становится невидимым. В его окрестности существенно изменяются свойства пространства-времени; их может описать только общая теория относительности. Такие объекты называют чёрными дырами.

[править] Схема эволюции одиночных звёзд

малые массы 0.08Msun<M*<0.5Msun	умеренные массы 0.5Msun<M*<8Msun		массивные звёзды 8Msun<M*<60-100Msun
	0.5Msun<M*<3Msun	3Msun<M*<8Msun	8Msun<M*<10Msun	M*>10Msun
горение водорода в ядре
гелиевые бел. карлики	вырожд. He ядро	невырожд. He ядро
	гелиевая вспышка
	спокойное горение гелия в ядре
	CO белый карлик		вырожд. CO ядро	невырожд. CO ядро
			углеродная дет.	горение углерода в ядре. CO в Fe
			горение углерода в ядре. C в O, Ne, Si, Fe, Ni..
			O,Ne,Mg…белый карлик или нейтронная звезда	чёрная дыра

Схема эволюции одиночных звёзд. По В. А. Батурину и И. В. Мироновой

[править] Продолжительность эволюции звёзд

[править] Классификация звёзд

Звёзды классифицируют по светимости, массе, температуре поверхности, химическому составу, особенностям спектра (спектральному классу) и кратности.

[править] Кратные звёзды

Звёздные системы могут быть одиночными и кратными: двойными, тройными и большей кратности. В случае если в систему входит более десяти звёзд то принято её называть звёздным скоплением . Двойные (кратные) звёзды очень распространены. По некоторым оценкам более 70% звёзд в галактике кратные ^[5]. Так среди 32 ближайших к Земле звёзд 12 кратных из которых 10 двойных в том числе и самая яркая из визуально наблюдаемых звёзд Сириус. В окрестностях 20 парсек от Солнечной системы из более 3000 звёзд, около половины - двойные звёзды всех типов ^[6]

[править] Обозначения звёзд

В нашей Галактике более 100 млрд. звёзд. На фотографиях неба, полученных крупными телескопами, видно такое множество звёзд, что бессмысленно даже пытаться дать им всем имена или хотя бы сосчитать их. Около 0,01 % всех звёзд Галактики занесено в каталоги. Таким образом, подавляющее большинство звёзд, наблюдаемых в крупные телескопы, пока не обозначено и не сосчитано.

Самые яркие звёзды у каждого народа получили свои имена. Многие из ныне употребляющихся, например, Альдебаран, Алголь, Денеб, Ригель и др., имеют арабское происхождение; культура арабов послужила мостом через интеллектуальную пропасть, отделяющую падение Рима от эпохи Возрождения.

В прекрасно иллюстрированной Уранометрии (Uranometria, 1603) немецкого астронома И. Байера (1572—1625), где изображены созвездия и связанные с их названиями легендарные фигуры, звёзды были впервые обозначены буквами греческого алфавита приблизительно в порядке убывания их блеска: α — ярчайшая звезда созвездия, β — вторая по блеску, и т. д. Когда не хватало букв греческого алфавита, Байер использовал латинский. Полное обозначение звезды состояло из упомянутой буквы и латинского названия созвездия. Например, Сириус — ярчайшая звезда в созвездии Большого Пса (Canis Major), поэтому его обозначают как α Canis Majoris, или сокращённо α CMa; Алголь — вторая по яркости звезда в Персее обозначается как β Persei, или β Per. Единственное исключение - звёзды Ковша, обозначенные в порядке следования.

Джон Флемстид (1646—1719), первый Королевский астроном Англии, ввёл систему обозначения звёзд, не связанную с их блеском. В каждом созвездии он обозначил звёзды номерами в порядке увеличения их прямого восхождения, то есть в том порядке, вкотором они пересекают меридиан. Так, Арктур, он же a Волопаса (α Bootes), обозначен как 16 Bootes.

Некоторые необычные звёзды иногда называют именами астрономов, впервые описавших их уникальные свойства. Например, звезда Барнарда названа в честь американского астронома Э. Барнарда (1857—1923), а звезда Каптейна — в честь нидерландского астронома Я. Каптейна (1851—1922). На современных картах звёздного неба обычно нанесены древние собственные имена ярких звёзд и греческие буквы в системе обозначений Байера (его латинские буквы используют редко); остальные звёзды обозначают согласно Флемстиду. Но не всегда на картах хватает места для этих обозначений, поэтому обозначения остальных звёзд нужно искать в звёздных каталогах.

Для переменных звёзд используется свой способ обозначения. Такие звёзды обозначают в порядке их обнаружения в каждом созвездии. Первую обозначают буквой R, вторую — S, затем T и т. д. После Z идут обозначения RR, RS, RT и т. д. После ZZ идут AA и т. д. (Букву J не используют, чтобы не было путаницы с I.) Когда все эти комбинации истощаются (всего их 334), то продолжают нумерацию цифрами с буквой V (variable — переменный), начиная с V335. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.

[править] Реакции термоядерного синтеза в недрах звёзд

Термоядерные реакции синтеза элементов — основной источник энергии большинства звёзд.

[править] Самые известные звезды

№	обозначение	название	Созвездие	видимая звездная величина	Расстояние до Земли (св. лет)	Описание
1	α Центавра	Проксима Центавра	Центавр	+11,09	4,225	Ближайшая к Солнцу звезда
2	α Большого Пса	Сириус	Большой Пёс	-1,43	8,58	Ярчайшая звезда из визуально наблюдаемых с Земли
3	α Малой Медведицы	Полярная звезда	Малая Медведица	+1,97	431,4	Важнейшая навигационная звезда, указывающая направление на север
4	η Киля	—	Киль	+6,21	7000–8000	Гипергигант. Одна из самых больших и ярких звезд, примерно в 5 млн раз ярче Солнца.
5	α Скорпионa	Антарес	Скорпион	+1,06	604	Одна из самых ярких и крупных звезд из числа ближайших к Земле. В крупнейшие телескопы видна как диск, а не как точка [7]
6	HIP 87937	Звезда Барнарда	Змееносец	+9,53	5,963	Звезда, обладающая наивысшей скоростью собственного движения
7	PSR B1919+21 (англ.)	—	Лисичка	?	2283,12	Первый из открытых пульсаров (1967 год)

[править] См. также

• Двойная звезда
• Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
• Новая звезда
• Звёздная атмосфера
• Звёздная эволюция
• Переменная звезда
• Сверхновая звезда
• Спектральные классы звёзд
• Список звёзд по созвездиям
• Список ближайших звёзд
• Список крупнейших звёзд
• Список ярчайших звёзд
• Созвездия

[править] Ссылки

• Карта звёздного неба

[править] Сноски

1. ↑ http://genon.ru/GetAnswer.aspx?qid=2795002f-d1f6-49ac-b1fe-0a20fd5ad766
2. ↑ http://www.vokrugsveta.ru/vs/?article_id=6157
3. ↑ http://www.astronet.ru/db/msg/1188617
4. ↑ http://www.astronet.ru/db/msg/1188435
5. ↑ http://www.astronet.ru/db/msg/1188258
6. ↑ http://www.astronet.ru/db/msg/1171338
7. ↑ http://nauka.relis.ru/35/0210/35210066.htm