Большая Советская Энциклопедия (ЗВ)

Табл. 1.—Наиболее яркие звезды

Название	Видимая звёздная величина (систе- ма V)	Спект-ральный класс и класс свети- мости	Собст- венное движе- ние	Парал- лакс	Лучевая скорость, км/сек	Тангенци- альная скорость, км/сек	Абсолют- ная звёздная величина (систе- ма V)	Светимость (в единицах светимости Солнца)
a	Большого Пса	–1,46	А1 V	1,32“	0,375“	– 8	17	+ 1,4	22,4
8,5	А5	+11,4	0,002
a	Киля	– 0,75	F0 lb-ll	0,02	0,018	+20	5	– 4,4	4700
a	Волопаса	– 0,05	К2 IIIp	2,28	0.090	– 5	120	– 0,3	107
a	Лиры	+0,03	А0 V	0,34	0,123	– 14	13	– +0,5	51
a	Центавра	0,06	G2 V	3,68	0,751	– -22	23	+4,5	1,3
1,51	К5	+5,9	0,34
a	Возничего	0,08	G8 III	0,44	0,073	+30	29	– 0,6	141
b	Ориона	0,13	В8 Iа	0,00	0,003	+24	0	– 7,5	81000
a	Малого Пса	0,37	F5 IV-V	1,25	0,288	– 3	20	+2,6	7,4
10,8	белый карлик	13,1	0,0004
a	Ориона	0,42 пер.	М2 lab	0,03	0,005	+21	28	– 6,1	22400
a	Эридана	0,47	В5 IV	0,10	0,032	+19	15	– 2,0	510
b	Центавра	0,59	В1 II	0,04	0,016	– 12	11	– 3,4	1860
a	Орла	0,76	А7 IV-V	0,66	0,198	– 26	16	+2,3	9,8
a	Креста	0,79	В1 IV	0,04	0,008	– 6	24	– 4,7	6200
1,3	В1	– 4,2	3700
a	Тельца	0,86	К5 III	0,20	0,048	+54	20	– 0,7	155
13,6	М2 V	+11,8	0,0015
a	Скорпиона	0,91 пер.	MI la	0,03	0,019	– 3	7	– 2,7	980
6,8	В4	+3,2	4,1
a	Девы	0,97 пер.	В1 V	0,05	0,021	+1	11	– 2,4	740
b	Близнецов	1,14	К0 III	0,62	0,093	+3	32	+1,0	32
a	Южной Рыбы	1,16	A3 V	0,37	0,144	+6	12	+2,0	13
a	Лебедя	1,25 пер.	А2 la	0,00	0,003	– 3	0	– 6,2	24 600
a	Льва	1,35 пер.	B7 V	0,24	0,039	+3	29	– 0,7	155
7,6	К2	+5,6	0,45
13		+11	0,003

Табл. 2.— Ближайшие звёзды

Название	Видимая звёздная величина (система V)	Спектраль- ный класс и класс светимости	Собст- венное движе- ние	Парал- лакс	Расстоя- ние, парсек	Абсолютная звёздная величина (система V)
Ближайшая Центавра	10,68	М5е	3,85“	0,762“	1,31	+15,1
a Центавра А	0,32	G2 V	3,79	0,751	1,33	+4,76
a Центавра В	1,72	K5 V				+6,16
Звезда Барнарда	9,54	М5 V	10,30	0,545	1,83	+13,22
Вольф № 359	13,66	dM6e	4,84	0,427	2,34	+16,62
BD +36°2147	7,47	M2V	4,78	0,396	2,52	+10,46
Сириус А	– 1,47	А1 V	1,32	0,375	2,66	+1,42
Сириус В	8,67	А5				+11,55
Лейтен 726—8 (UV Кита)	12,45	dM6e	3,36	0,371	2,69	+15,3
12,95	dM6e	+15,8
Росс №154	10,6	dM4e	0,67	0,340	2,93	+13,3
Росс № 248	12,24	dM6e	1,58	0,316	3,16	+14,74
e Эридана	3,73	К2 V	0,97	0,303	3,30	+6,14
Росс № 128	11,13	dM5	1,40	0,298	3,34	+13,50
Лейтен 789-6	12,58	dM6e	3,27	0,298	3,34	+14,9
61 Лебедя А	5,19	K5 V	5,22	0,292	3,42	+7,52
61 Лебедя В	6,02	K7 V				+8,35
Процион А	0,34	F5 IV-V	1,25	0,288	3,48	+2,67
Процион В	10,7	dF				+13,1
e Индейца	4,73	K5 V	4,67	0,285	3,50	+7,0
BD +59° 1915 А	8,90	dM4	2,29	0,278	3,58	+11,12
BD+59° 1915 В	9,69	dM5				+11,91
BD +43° 44A	8,07	MI V	2,91	0,278	3,58	+10,29
BD +43° 44В	11,04	M6 V				+13,26
t Кита	3,50	G8 Vp	1,92	0,275	3,62	+5,70
CD +36° 15693	7,39	M2 V	6,87	0,273	3,65	+9,57
BD +5° 1668	9,82	dM4	3,73	0,266	3,75	+11,95
CD-39° 4192	6,72	MOI	3,46	0,255	3,90	+8,75
Звезда Каптейна	8,8	sdMO	8,79	0,251	3,99	+10,8

Температуры и спектральные классы звёзд. Распределение энергии в спектрах раскалённых тел неодинаково; в зависимости от температуры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у З., изучение распределения энергии в звёздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их температуры (см. Температура в астрофизике). температуры З. определяют также по относительным интенсивностям некоторых линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс З. (см. Спектральная классификация звёзд). Спектральные классы З. зависят от температуры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звёзд С (ранее обозначавшихся R, N), а от класса К — побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие З. — ядра планетарных туманностей (класс Р) и Вольфа — Райе звёзды с широкими яркими линиями излучения в спектре (класс W). Зная механизм образования линий в спектрах, температуру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности З., связанное со средней плотностью её фотосферы, а следовательно, и размерами З. (плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температуры З. называется шкалой эффективных температур. Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения З. приходится на невидимые области спектра — ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютная звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра (болометрическая поправка), дают возможность найти полную светимостьзвезды.

Радиусы звёзд. Зная эффективную температуру T_ef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:

L=4pR²sT⁴_ef

основанной на Стефана — Больцмана законе излучения (s — постоянная Стефана). Радиусы З. с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров. У затменно-двойных З. могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты.

Вращение звёзд. Вращение З. изучается по их спектрам. При вращении один край диска З. удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре З., получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. З. ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100—200 км/сек и больше. Скорости вращения более холодных З. — значительно меньше (несколько км/сек). Уменьшение скорости вращения З. связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему её газо-пылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения З. принимает форму сплюснутого сфероида. Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего температура на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности З. возникают меридиональные течения от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубоких слоях З. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции.

Зависимости между звёздными параметрами. Массы З. заключены в пределах от 0,04 до 100 масс Солнца, светимости от 5·10^{– 4} до 10⁵ светимостей Солнца, радиусы от 2·10^{– 1} до 10³ радиусов Солнца. Эти параметры связаны определёнными зависимостями. Наиболее важные из них выявляются на диаграммах «спектр — светимость» (Герцшпрунга — Ресселла диаграммах) или «эффективная температура — светимость», и др. Почти все З. располагаются на таких диаграммах вдоль нескольких полос, схематически изображенных на рис. 2 и соответствующих различным последовательностям, пли классам светимости. Большинство З. расположено на главной последовательности (V класс светимости). Левый её конец образуют З. класса О с температурами 30 000—50 000°, правый — красные звёзды-карлики класса М с температурами 3000—4000°. На диаграмме видна последовательность гигантов (III класс), в которую входят З. высокой светимости (т. е. имеющие большие радиусы). Выше расположены последовательности ещё более ярких сверхгигантов Ia, Iв и II. (Принадлежность З. к числу карликов, гигантов и сверхгигантов обозначалась ранее буквами d, g и с перед спектральным классом.) Внизу диаграммы расположены белые карлики (VII), размеры которых сравнимы с размерами Земли при плотности порядка 10⁶г/см³. Кроме этих основных последовательностей, отмечаются субгиганты (IV) и субкарлики (VI).

Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла нашла своё объяснение в теории внутреннего строения З.

Внутреннее строение звёзд. Поскольку недра З. недоступны непосредственным наблюдениям, внутреннее строение З. изучается путём построения теоретических звёздных моделей, которым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных З. В основе теории внутреннего строения обычных З. лежит представление о З. как о газовом шаре, находящемся в механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру З., и газовым давлением в недрах З., действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются и плотность и температура. Тепловое равновесие заключается в том, что температура З. — во всех её элементарных объёмах — практически не меняется со временем, т. е. что количество энергии, уходящей из каждого такого объёма, компенсируется приходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными или др. источниками.

Температуры обычных З. меняются от нескольких тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутреннего строения З. существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химическом составе З. и о механизме переноса энергии.

Основным механизмом переноса энергии в З. является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей З. наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в др. частях З. и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами поглощения в З. являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами.

Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии для большинства З. Однако в некоторых частях З., а в З. с малой массой — почти во всём объёме, существенную роль играет конвективный перенос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под влиянием различия температуры. Конвективный перенос, если он действует, гораздо эффективнее лучистого, но конвекция возникает только там, где водород или гелий ионизованы частично: в этом случае энергия их рекомбинации поддерживает движение газовых масс. У Солнца зона конвекции занимает слой от поверхности до глубины, равной около 0,1 его радиуса: ниже этого слоя водород и гелий ионизованы уже полностью. У холодных З. полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую часть объёма. Наоборот, у горячих З. водород и гелий полностью ионизованы, начиная почти от самой поверхности, поэтому у них нет внешней конвективной зоны. Однако они имеют конвективное ядро, где движения поддерживаются теплом, выделяющимся при ядерных реакциях.

Звёзды-гиганты и сверхгиганты устроены иначе, чем З. главной последовательности. Маленькое плотное ядро их (1% радиуса) содержит 20—30% массы, а остальная часть представляет собой протяжённую разреженную оболочку, простирающуюся на расстояния, составляющие десятки и сотни солнечных радиусов. температуры ядер достигают 100 млн. градусов и более. Белые карлики по существу представляют собой те же ядра гигантов, но лишённые оболочки и остывшие до 8—10 тыс. градусов. Плотный газ ядер и белых карликов обладает особыми свойствами, отличными от свойств идеального газа. В нём энергия передаётся не излучением, а электронной теплопроводностью, как в металлах. Давление такого газа зависит не от температуры, а только от плотности, поэтому равновесие сохраняется даже при остывании З., не имеющей источников энергии.

Химический состав вещества недр З. на ранних стадиях их развития сходен с химическим составом звёздных атмосфер (см. Атмосферы звёзд), который определяется из спектроскопических наблюдений (диффузионное разделение может произойти лишь за время, значительно превосходящее время жизни З.). С течением времени ядерные реакции изменяют химический состав звёздных недр и внутреннее строение З. меняется.

Источники звёздной энергии и эволюция звёзд. Основным источником энергии З. являются термоядерные реакции, при которых из лёгких ядер образуются более тяжёлые; чаще всего это — превращение водорода в гелий. В З. с массой, меньшей двух солнечных, оно происходит главным образом путём соединения двух протонов в ядро дейтерия (лишний заряд уносится рождающимся позитроном), затем превращением дейтерия в изотоп He³ путём захвата протона и, наконец, превращением двух ядер He³ в He⁴ и два протона. В более массивных З. преобладает углеродно-азотная циклическая реакция: углерод захватывает последовательно 4 протона, выделяя попутно два позитрона, превращается сначала в азот, затем распадается на гелий и углерод. Окончательным результатом обеих реакций является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода с выделением энергии: ядра азота и углерода в углеродно-азотной реакции играют лишь роль катализатора. Для сближения ядер на такое расстояние, когда может произойти захват, нужно преодолеть электростатическое отталкивание, поэтому реакции могут идти только при температурах, превышающих 10⁷ градусов. Такие температуры встречаются в самых центральных частях З. В З. малых масс, где температура в центре недостаточна для термоядерных реакций, источником энергии служит гравитационное сжатие З.