Характеристики звезды

Звезды представляются нам светя­щимися точками. Одни из них видны лучше — они ярче, другие слабее, третьи едва различаются невооружённым гла­зом, четвертые (их абсолютное большинство) видны только в телескоп.

Единственной физической величиной, которой можно ха­рактеризовать звезду и которую можно измерить, является ос­вещённость, создаваемая звездой на земной поверхности. Из оптики известно, что освещённость E, светимость звезды L и расстояние до звезды R связаны соотношением

E = L / 4πR².

Освещённость, создаваемая самой яркой звездой Сириус на поверхности Земли, более чем в 10¹⁰ раз превышает освещён­ность, создаваемую самой слабой наблюдаемой звездой, но при­мерно во столько же раз меньше освещённости, создаваемой Солнцем.

Зная расстояние до звезды, измерив создаваемую ею осве­щённость, можно определить одну из основных физических её характеристик — светимость. Оказалось, что светимости звёзд разбросаны в весьма широких пределах. Светимость большин­ства звёзд меньше солнечной (у самых маломощных в милли­он раз), у самых больших и ярких звёзд, называемых бе­лыми или голубыми сверхгигантами, в десятки тысяч раз больше.

см. Температура звёзд

Самые горячие звезды имеют температуру до 35 000 K. Максимум излучения у них лежит в далёкой ультрафиолето­вой области, и нам они кажутся голубыми. Звезды с темпера­турой 10 000 K белые, с температурой 6000 K жёлтые, с тем­пературой 3000—3500 K красные.

Таблица 1. Температура, спектр и цве­т некоторых звёзд

Темпера­тура, K	Основные линии в видимом спектре (химические элементы)	Цвет звезды	Представитель
35 000	He+	Голубой
25 000	He	Голубовато-белый	Вега (α Лиры)
10 000	H	Белый	Сириус (α Боль­шого Пса)
6000	H, Ca+	Жёлтый	Солнце
4500	Металлы, OH, TiO	Красный	Арктур (α Воло­паса)
3500	Металлы, OH, TiO	Темно-красный	R Зайца

Внимательный наблю­датель сразу заметит, что яркие звезды имеют разный цвет. Так, Вега (α Лиры) голубовато-белая, Альдебаран (α Тельца) красновато-жёлтая, Сириус (α Большого Пса) белая, Антарес (α Скорпиона) красная, Солнце и Капелла (α Возничего) жёлтые. Мы не видим цвет у более слабых звёзд только из-за осо­бенностей нашего зрения. Цвет звезды обусловлен её темпера­турой, что непосредственно следует из закона Вина.

см. Спектр звёзд

Спектр звёзд зависит от температуры.

см. Химический состав звёзд

Энергия, испускаемая единицей поверх­ности звезды, определяется законом Стефана—Больцмана. Вся поверхность звезды равна 4πR² (R — радиус звезды). Поэтому светимость звезды определяется выражением

L = 4πR²σT.

Таким образом, если нам известны температура и свети­мость звезды, то мы можем вычислить и её радиус. Угловые размеры дисков звёзд намного меньше предельного угла для большинства существующих телескопов. Лишь используя са­мые большие телескопы и специальные способы наблюдений, удалось не только непосредственно измерить диаметры несколь­ких звёзд, но и получить изображения их дисков.

Полученные значения радиусов звёзд в целом совпадают с вычисленными по приведённой формуле светимости.

Массы звёзд лежат в очень узких пределах. Если светимости звёзд лежат в пределах от L ≈ 10^-4L_☉ до L ≈ 10⁴L_☉, радиусы — в пре­делах от 0,01R_☉ до 3 • 10³R_☉, то массы звёзд лежат в пределах от 0,02M_☉ до 100M_☉. Тело меньшей массы уже не является звездой, а большей не может существовать. Такая звезда не­устойчива и уже при возникновении либо сбросит избыточную массу, либо распадётся на две или несколько.

Таблица 2. Характеристики некоторых типичных звёзд

Название звезды	Масса, в массах Солнца	Светимость, в светимостях Солнца	Радиус, в радиусах Солнца	Темпера­тура, K	Плотность по отношению к плотности воды
Главная последовательность
ε Возничего	10,2	220	3,5	11 000	0,33
Вега	2,8	52	3,0	9500	0,14
Сириус A	2,1	22,4	2,0	9250	0,36
α Центавра	1,02	1,3	1,2	5730	0,80
70 Змееносца	0,8	0,51	0,89	4900	2,2
Крюгер 60	0,3	7 • 10-3	0,26	3000	20,72
Гиганты
Капелла	3,3	220	23	5200	4 • 10-4
Арктур	4,2	130	26	4100	3 • 10-4
Альдебаран	5,0	160	45	3600	5 • 10-5
Сверхгиганты
Ригель	40	2 • 105	138	11 200	2 • 10-5
Антарес	18	3 • 104	560	3300	1,5 • 10-7
Белые карлики
40 Эридана	0,44	3,5 • 1024	1,7 • 10-2	10 000 Материал с сайта http://wiki-what.com	1,25 • 108
Сириус B	1	2,7 • 10-3	2 • 10-2	8200	1,75 • 106

см. Диаграмма Герц­шпрунга — Рассела

Для понимания природы звёзд важно выявить зависимости между их отдельными характеристиками. Такие связи находятся путём сопоставления соответствующих величин.

Сопоставление масс, радиусов и светимостей звёзд главной последовательности показывает, что между этими величинами существуют два соотношения, выполняющиеся с очень боль­шой точностью. Если выражать характеристики звёзд в сол­нечных единицах, то

L = M^3,9, R = M^0,75.

Соотношение масса-светимость

Первое соотношение масса—светимость даёт возможность определить массы звёзд главной последова­тельности, не входящих в двойные системы. Для белых кар­ликов соотношение масса—радиус имеет совершенно другой вид.

• Давление в центре звезды.
• Температура в центре звезды.

Внутренняя энергия звезды

Полная внутренняя энер­гия звезды равна: V = 3M_*AT / 2μ = 3GM²_*ρ̅ / 2r_*ρ_ц,