Основные характеристики 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. В 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. фак­то­ры, 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).

Огни Вселенной

Звезда — это огромных размеров газовый шар, излучающий свет и тепло (в этом состоит главное её отличие от планет, которые, будучи абсолютно тёмными телами, способны лишь отражать падающие на них световые лучи). Энергия порождает свет и тепло, возникшая в результате термоядерных реакций, происходящих внутри ядра: в отличие от планет, в состав которых входят как твёрдые, так и лёгкие элементы, небесные светила имеют в своем составе легкие частицы с незначительной примесью твёрдых веществ (например, Солнце почти на 74% состоит из водорода и на 25% – из гелия).

Температура небесных светил чрезвычайно раскалена: в результате большого количества термоядерных реакций температурные показатели звёздных поверхностей колеблются от 2 до 22 тыс. градусов Цельсия.

Поскольку вес даже самой маленькой звёздочки значительно превосходит массу самых крупных планет, небесные светила обладают достаточной гравитацией для того, чтобы удерживать вокруг себя все объекты меньших размеров, которые начинают крутиться вокруг них, образуя планетную систему (в нашем случае – Солнечную).

Вспыхивающие светила

Интересно, что в астрономии существует такое понятие, как «новые звёзды» – при этом речь идёт не о появлении новых небесных тел: на протяжении своего существования горячие небесные тела умеренной светимости периодически ярко вспыхивают, причём они настолько сильно начинают выделяться на небосводе, что люди в прежние времена считали, будто это рождаются новые звёзды.

В действительности анализ данных показал, что эти небесные светила существовали и раньше, но из-за вздутия поверхности (газообразной фотосферы) внезапно приобрели особую яркость, увеличив своё свечение в десятки тысяч раз, в результате чего создаётся впечатление, будто на небе появились новые звёзды. Возвращаясь к первоначальному уровню яркости, новые звёзды могут изменять свой блеск до 400 тыс. раз (при этом, если сама вспышка длится лишь несколько дней, их возврат к предыдущему состоянию нередко длится годами).

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. (напр., 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.

Как выглядят звезды в космосе и как они делятся на группы?

Посмотрев внимательно на небо, легко заметить, что некоторые звезды в космосе кажутся больше или ярче других

. Основной вариант классификации звезд был введен астрономами еще во II веке до нашей эры, он разработан древнегреческим ученым
Гиппархом Никейским
.

Этот метод классификации звезд в космосе заключается в делении небесных светил на группы в зависимости от их величины. Однако под словом «величина» необходимо понимать не истинные размеры звезд в космосе

, а их яркость. По классификатору самые яркие являются звезды в космосе это звезды первой величины. Они светят в 2,5 раза ярче звезд второй величины, а те естественно, в 2,5 раза ярче звезд третьей величины и т.д. Кстати, невооруженным глазом, без , удается разглядеть звезды до шестой величины.

Как проще отличить планету от звезды?

Вспомните, что в переводе с греческого языка слово обозначает «блуждающая звезда»

. Действительно, и звезды очень похожи. Однако если посмотреть на них повнимательнее, можно заметить, что звезды мерцают, а планеты светят ровным спокойным светом. Это происходит потому, что звезды сами излучают свет, а планета лишь отражает свет, падающий на её поверхность.

Как отличить планету от звезды

Кроме того, планеты постоянно движутся по небосклону, блуждают или в простонародье плавают, не занимая на небе определенного места. За то, что планеты плавают по небосклону, вращаясь вокруг своей звезды, они и получили название планета или планирующая звезда.

Правда, что в древности Полярная звезда являлась путеводной?

Полярная звезда

Да, это правда. Многовековые наблюдения за звездами и позволили определить, что одна из самых ярких звезд ночного неба

, нареченная древними астрономами Полярной звездой, в независимости от времени года, каждую ночь находиться на небосклоне в одном и том же месте. Это открытие помогало и до сих пор помогает путешественникам, а в древние времена способствовало бурному развитию торговли и освоению новых территорий, так как для возвращения домой люди имели неизменный ориентир.

В наши дни определение местонахождения по звездам носит название астронавигации. И, несмотря на то, что существуют современные и точные способы ориентирования, люди все еще продолжают ориентироваться по звездам.

Легенда о том, как небе появился Водолей?

Картинки космоса и звезд для детей — созвездие Водолея

Одно из двенадцати зодиакальных созвездий в космосе, прозванное Водолеем, на астрономических картах изображают в виде человека, льющего воду. Это Водолей. Согласно мифологии, им стал Ганимед, сын царя Трои — Троса. Зевс похитил юного царевича и унес его на Олимп. Здесь Ганимед исполнял обязанности виночерпия, во время пиров разливал богам винный нектар. В благодарность за хорошо исполняемую работу Зевс увековечил память о Ганимеде на небе в виде зодиакального , названного людьми Водолеем.

Небо, таинственное и манящее, всегда привлекало человека. В периоды, когда знаний не хватало, чтобы объяснить те или иные явления в Космосе, им приписывали мифические, а порой и волшебные свойства. В просторах Вселенной, на звездах, человек поселил и своих Богов.

Небесные светила стали основой мифологии множества народов Земли. Звездам посвящали стихи, а писатели-фантасты населяли их причудливыми и загадочными существами. Художники изображали пейзажи невероятных и масштабных космических катастроф.

Да и сегодня просторы Вселенной до конца не изучены и не познаны. Кто из нас не заглядывался в ночное звездное небо, стараясь понять, что же такого притягательного в этих мерцающих маленьких точечках. А на самом-то деле эти точки в сотни, тысячи и десятки тысяч раз больше нашей матушки Земли.

Звезды разные, и по размеру, и по способу образования, и по поведению во Вселенной. Одни одиноко путешествуют по космическому простору, другие притянули к себе планеты, и вращают их по орбитам вокруг себя. Некоторых звезд уже давно нет, но свет их до сих пор виден на поверхности Земли. Но все они удивительны и неповторимы.

Из всего многообразия объектов необъятной Галактики, рассмотрим самые удивительные звезды.

На фото: Сравнительные размеры Бетельгейзе и Солнца

Одна из самых загадочных звезд в космическом пространстве, Бетельгейзе расположилась в созвездии Ориона. Из-за этого ее еще называют Ориона.

Красный сверхгигант имеет более 8 названий на разных языках мира, но сегодня мир принял общепринятый перевод с арабского языка Яд аль-Джауза – «Рука близнеца».

Яркая звезда неохотно делится с астрономами своими тайнами. Один из удивительных процессов, происходящих с ней, это уменьшение диаметра звезды. За время наблюдений за Бетельгейзе она «похудела» на 15%, уменьшившись с 5,5 до 4,5 астрономических единиц.

Ученые прогнозируют, что в будущем эту звезду ждет взрыв, а возможно, сбросив планетарную туманность Ориона, станет белым карликом.

Самая яркая звезда в далеком созвездии Эридана. Помимо этого из всех ярких звезд Ахернар еще и самая голубая и самая горячая звезда в бесконечных просторах Космоса.

Ахернар расположилась на самом конце созвездия, и, возможно потому получила в древности название «Конец реки». Звезда часто упоминается в произведениях фантастов.

Ахернар, или Эридана в справочниках по астрономии является двойной звездой. Она имеет приплюснутую форму, по причине своего быстрого вращения вокруг своей оси, А скорость движения по орбите составляет около 300 км в секунду.

У этой голубой звезды, которая в тысячу раз ярче нашего Солнца, есть спутник. За 14-15 земных лет этот спутник совершает полное обращение вокруг Эридана.

Сверхновая звезда, которая вспыхнула на самом близком расстоянии от Земли, примерно в 168000 световых лет. Свет вспышки, произошедшей на окраине туманности Тарантул, дошел до нашей планеты лишь в 1987 году.

Примечательно, что вспышку, достигшую пика яркости в мае 1987 года, можно было наблюдать невооруженным глазом.

Красоту SN 1987A придают два неярких кольца. Они симметрично расположились в космическом пространстве на месте взрыва звезды-предшественника — голубого сверхгиганта Sanduleak. Остывая, атомы углерода, кремния и кислорода, находящиеся в кольцах, будут связываться между собой, образуя молекулы и пыль. Астрономы ведут пристальное наблюдение за местом взрыва. Но пока, ни нейтронная звезда, ни черная дыра учеными не обнаружены.

На фото: Сравнительные размеры Проциона А и Солнца

Самая яркая звезда в созвездии Малого Пса движется, как это представляется с Земли, перед Сириусом, поэтому ее и назвали «перед псом».

Эта красивая звезда находится относительно близко к Солнечной системе, до нее от нас 3,5 парсека. У Проциона A есть тусклый собрат Процион В, с которым они образуют двойную систему звезд.

Звезда из созвездия Малого Пса постоянно увеличивается, и через некоторое время будет в 130-150 раз больше теперешнего размера.

Звезда Процион A известна человеку еще с древнейших времен. Древние шумеры, египтяне и жители древнего Вавилона почитали ее как божество. Интересно, что в научном мире название имеет и животное енот – Procyon, что означает «пред-собака».

На фото: Сравнительные размеры Ригеля и Солнца

Красивый бело-голубой сверхгигант расположен в красивом и притягательном созвездии Ориона. Название это яркой околоэкваториальной звезды переводится как «Нога».

Светимость Ригеля в 130000 раз выше солнечной. По этому показателю звезда является самой мощной в списке ярчайших звезд в просторах Космоса. К тому же Ригель самая близкая к нам звезда с такой невероятно большой светимостью.

На Млечном пути, где расположился Ригель, это одно из красивейших мест. Дело в том, что звезда своим ярким свечением освещает пылевые облака, находящиеся в пределах досягаемости сверхгиганта.

В египетских мифах Ригель покровительствовал умершим и считался царем всех звезд. В дальнейшем эту звезду стали связывать с Осирисом. А вот индейцы маори с восходом на небосклоне Ригеля отмечали Новый год.

На фото: Сравнительные размеры системы звезд Капелла и Солнца

Красивое название созвучно и внешнему виду, так как Капелла одна из самых красивых звезд, расположившихся на небосклоне. А с латинского языка переводиться «Козочка».

Желтый гигант на рисунках созвездия расположился на плече Возничего. В римской мифологии коза Амалфея вскормила Юпитера, а ее сломанный воспитанником рог стал рогом изобилия. В английской художественной литературе Капеллу называют «пастушьей звездой».

Капелла входит в оригинальный комплекс из космических объектов. Звезда по классификации относится к спектрально-двойным звездам. Она притянула в свое гравитационное поле еще и спутник, который, в свою очередь тоже двойная звезда.

Интересно, что Капелла одна из древнейших звезд известных Человечеству. Впервые ее упоминают в таблицах, датируемых 2000 годом до нашей эры.

На фото: Туманность в результате взрыва сверхновой

Звезда, вспыхнувшая сверхновой в нашей Галактике в созвездии Стрельца. Взорвавшись около 25 тысяч лет назад, G1.9+0.3 является самой молодой из известных на сегодняшний день науке, звездой.

Свет от взрыва, который произошел на расстоянии 25000 световых лет от Земли, дошел до поверхности нашей планеты в 1868 году. Но качественному наблюдению тогда помешали газопылевые облака.

В 1985 году астрономы занесли G1.9+0.3 в каталоги как яркий радиоисточник. Сравнение снимков показали, что остатки сверхновой звезды распространяются по Космосу с огромной скоростью до 56 миллионов километров в час.

На фото: Сравнительные размеры Веги и Солнца

Яркую и красивейшую звезду, находящуюся на расстоянии 25,3 световых лет от Солнца, можно наблюдать с территории России.

В Древнем Египте и Индии Созвездие Лира, в котором расположена эта яркая звезда, изображали в виде грифа, потому имя «Вега» переводится как «падающая».

Вега по многим показателям занимает первые места и по заявлению астрономов, является важной звездой во Вселенной. Выделим основные рекордные характеристики звезды.

Во-первых, самая изученная из всех известных в Космосе. Во-вторых, первая, которая была сфотографирована с помощью телеаппаратуры (после Солнца). В-третьих, ученые у Веги первой определили спектральный анализ. И последнее, Вега стала первой звездой, расстояние до которой было измерено научными методами, а не теоретическими расчетами.

Вокруг звезды, завораживающей воображение своей необычностью, пылевой диск. Возможно, он образовался в результате столкновения двух космических тел недалеко от Веги, и звезда притянула к себе остатки космической катастрофы.

На фото: Сравнительные размеры Арктура и Солнца

Самая яркая звезда в Северном Полушарии красиво вписалась в сплетение звезд созвездия Волопаса. Эту красивую звезду можно наблюдать в любом уголке нашей планеты.

Впечатление яркости звезде придает ее большой размер, 25,7 солнечного радиуса, и относительно близкое расположение к Земле, 11,3 парсека. Потому звезда и относится к категории красных гигантов и его яркость в 110 раз больше яркости нашего Солнца.

Видимое движение Арктура, который «путешествует» по Космосу на большой скорости, зафиксировали в 1718 году.

В мифологии звезда играет роль охранника. На древнегреческом языке Арктур – «Страж медведицы», а по-арабски Харис-ас-сама’ – «Хранитель небес».

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.

Завершение жизненного цикла

Рано или поздно жизнь любого звездного объекта подходит к концу. Как это происходит, тоже зависит от массы светила. Меньше всего живут массивные светила: в них хоть и содержатся огромные запасы водородного топлива, но, чтобы не впасть в гравитационный коллапс, им приходится очень интенсивно их расходовать. Срок жизни таких светил составляет «всего лишь» десятки миллионов лет.

Небольшие звездочки могут существовать и сотни миллиардов лет. Солнце в этой градации находится примерно посередине. Светила, масса которых не более чем в восемь раз превышает солнечную, сначала превращаются в красные гиганты. Когда запасы водорода истощаются, силы гравитационного сжатия становятся больше внутри звездного давления, и звезда начинает сжиматься и уплотняться. У этого процесса два следствия:

• в РТС вступает водород из самых нижних слоев ядра;
• увеличение ядерной температуры приводит к началу вторичной РТС, в которую вступает гелий, преобразовываясь в углерод.

При этом энергия выделяется настолько интенсивно, что звезду как бы раздувает изнутри. Солнце, когда достигнет этой стадии, в диаметре превысит орбиту Венеры. Тем не менее, количество совокупной энергии не увеличивается. Поскольку поверхность излучения становится намного больше, происходит остывание светила до красной части видимого спектра. Таким образом, оно становится красным гигантом.

Последняя стадия развития объектов, подобных Солнцу — белые карлики. Она наступает, когда ядро остывает до температуры, при которой невозможна дальнейшая РТС, а силам сжатия начинают сопротивляться свободные электроны, не участвующие в реакции (вырожденный электронный газ). Это приводит к стабилизации звезды в виде белого карлика, излучающего в пространство остаточное тепло до полного остывания.

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.