Характеристика звезд

 

Наблюдая за небом даже невооруженным глазом, можно сразу отметить такую особенность звезд, как яркость. Одни звезды очень яркие, другие – более слабые. Без специальных приборов в идеальных условиях видимости можно рассмотреть около 6000 звезд. Благодаря биноклю или телескопу наши возможности значительно возрастают, мы можем любоваться миллионами звезд Млечного Пути и внешних галактик.

 

Птолемей и “Альмагест”

 

Первую попытку составить каталог звезд, основываясь на принципе степени их светимости, предпринял эллинский астроном Гиппарх из Никеи во II веке до н.э. Среди его многочисленных трудов (к сожалению, они почти все утеряны) фигурировал и “Звездный каталог”, содержащий описание 850 звезд, классифицированных по координатам и светимости. Данные, собранные Гиппархом, а он, кроме этого, открыл и явление прецессии, были проработаны и получили дальнейшее развитие благодаря Клавдию Птолемею из Александрии (Египет) во II в. н.э. Он создал фундаментальный опус “Альмагест” в тринадцати книгах. Птолемей собрал все астрономические знания того времени, классифицировал их и изложил в доступной и понятной форме. В “Альмагест” вошёл и “Звездный каталог”. В его основу были положены наблюдения Гиппарха, сделанные четыре столетия назад. Но “Звездный каталог” Птолемея содержал примерно на тысячу звезд больше.

 

Каталогом Птолемея пользовались практический везде в течение тысячелетия. Он разделил звезды на шесть классов по степени светимости: самые яркие были отнесены к первому классу, менее яркие – ко второму и так далее.

 

К шестому классу относятся звезды, едва различимые невооруженным глазом. Термин “сила свечения небесных тел”, или “звездная величина”, используется и в настоящее время для определения меры блеска небесных тел, причем не только звезд, но также туманностей, галактик и других небесных явлений.

 

Звездная величина в современной науке

 

В середине XIX в. английский астроном Норман Погсон усовершенствовал метод классификации звезд по принципу светимости, существовавший со времен Гиппарха и Птолемея. Погсон учел, что разница в плане светимости между двумя классами составляет 2,5 (например, сила свечения звезды третьего класса в 2,5 раза больше, чем у звезды четвертого класса). Погсон ввел новую шкалу, по которой разница между звездами первого и шестого классов составляет 100 а 1. Таким образом, разница в плане светимости между каждым классом составляет не 2,5, а 2,512 а 1. Если умножить эту цифру на пять, результат составит 100. Это отношение соответствует интервалу в 5 звездных величин.

 

Система, разработанная английским астрономом, позволила сохранить существующую шкалу (деление на шесть классов), но придала ей максимальную математическую точность. Сначала ноль – пунктом для системы звездных величин была выбрана Полярная звезда, ее звездная величина в соответствии с системой Птолемея была определена в 2,12. Позже, когда выяснилось, что Полярная звезда является переменной, на роль ноль – пункта были условно определенны звезды с постоянными характеристиками. По мере совершенствования технологий оборудования ученые смогли определить звездные величины с большой точностью, до десятых, а позже и до сотых единиц (например, звездная величина Денеба – 1,25, Альдебарана – 0,85, Веги – 0,04). Звезды с большой светимостью могут иметь и отрицательную звездную величину: Сириус (-1,47), Канопус (-0,72), Артуро (-0,04).

 

Относительная и абсолютная звездная величина

 

Звездная величина, измеренная при помощи специальных приборов, вмонтированных в телескоп (фотометрами), указывает, какое количество света звезды доходит до наблюдателя на Земле. Свет преодолевает расстояние от звезды до нас, и, соответственно, чем дальше расположена звезда, тем более слабой она кажется.

 

То есть при определении звездной величины необходимо принимать во внимание расстояние до звезды. В данном случае речь идет об относительной звездной величине. Она зависит от расстояния.

 

Есть звезды очень яркие и очень слабые. Для сравнения яркости звезд независимо от их расстояния до Земли было введено понятие “абсолютная звездная величина”. Она характеризует блеск звезды на определенном расстоянии в 10 парсек. (1 парсек = 3,26 светового года.) Для определения абсолютной звездной величины необходимо знать расстояние до звезды.

 

Цвет звезд

 

Следующей важной характеристикой звезды является ее цвет. Рассматривая звезды даже невооруженным глазом, можно заметить, что не все они одинаковы.
Есть голубые, желтые, оранжевые, красные звезды, а не только белые. Цвет звезд многое говорит астрономам, прежде всего он зависит от температуры поверхности звезды. Красные звезды – самые холодные, их температура составляет примерно 2-3000°С. Желтые, как наше Солнце, имеют среднюю температуру (5-6000°С). Самые горячие – белые и голубые звезды, их температура составляет 50-60 000°С и выше.

 

Загадочные линии

 

Если пропустить свет звезды через призму, мы получим так называемый спектр, он будет пересекаться линиями. Эти линии являются своего рода “идентификационной картой” звезды, так как по ним астрономы могут определить химический состав поверхностных слоев звезд. Линии принадлежат различным химическим элементам.

 

Сравнивая линии в звездном спектре с линиями, выполненными в лабораторных условиях, можно определить, какие химические элементы входят в состав звезды. В спектрах основными являются линии водорода и гелия, именно эти элементы составляют основную часть звезды. Но встречаются и элементы группы металлов – железо, кальций, натрий и др. В солнечном ярком спектре видны линии почти всех химических элементов.

 

Смотрите также:

	Как рождается звезда Звезды рождаются, когда облако, состоящее в основном из межзвездного газа и пыли, сжимается и уплотняется под действием собственной гравитации. Считается, что именно этот процесс приводит к образованию звезд. С помощью оптических телескопов астрономы могут увидеть эти зоны, они похожи на темные пятна на ярком фоне. Их называют “гигантскими комплексами молекулярных облаков”...

	Переменные звезды Согласно концепции Аристотеля, небесные тела Вселенной являются вечными и постоянными. Но эта теория перетерпела значительные изменения с появлением в XVII в. первых биноклей. Наблюдения, проводившиеся в течении последующих веков, продемонстрировали, что в действительности кажущееся постоянство небесных тел объясняется отсутствием техники...

	Двойные звезды Звезды на небесном теле существуют в виде скоплений, ассоциаций, а не как единичные тела. Звездные скопления могут быть усеяны звездами очень густо или нет. Между звездами могут существовать и более тесные связи, речь идет о двойных звездах, или о двойных системах, как их называют астрономы. В паре звезд эволюция одной непосредственно влияет и на вторую...