Особенности ближайших к нам звезд

Звезды — это далекие Солнца, а наше Солнце во всех отношениях, а именно по массе, размерам, светимости, температуре и т. д., представляет среднюю типичную звезду. Рассмотрим ближе основные звездные характеристики. Более ста лет назад (в 1838 г.) впервые было измерено расстояние до звезды. С тех пор нам стали известны расстояния до тысяч звезд. Звездные расстояния можно выражать в световых годах, представляющих очень наглядную единицу длины. Астрономы предпочитают в своих работах выражать расстояния в парсеках; один парсек равен 30,8 биллиона километров. Перевод в световые годы достигается с помощью соотношения: 1 парсек= 3,26 светового года. Приведенное выше расстояние в световых годах до ближайшей звезды (Альфы Центавра) составляет в парсеках 1,32. Ото расстояние является типичным межзвездным расстоянием в окрестностях Солнца.

Скорости звезд друг относительно друга измеряются десятками километров в секунду, т. е. примерно такие же, как и скорости планет в солнечной системе. Во многих книгах эти скорости называются огромными. Однако они опять-таки совсем не такие уж большие, если сравнить их с размерами звезд. Солнце, например, движется относительно других звезд со скоростью 20 км/сек. Таким образом, оно проходит длину, равную своему диаметру, примерно в сутки. Всякий согласится с тем, что скорость тела, при которой оно проходит в сутки расстояние, равное своим размерам, нельзя назвать огромной. Эти подсчеты говорят нам одновременно и о быстроте и о медленности звездных движений, а также и о грандиозности звездных размеров. Чтобы получить наглядное представление о взаимных расстояниях, размерах и скоростях звезд, сделаем следующее сравнение. Представим себе две вишни, из которых одна находится в Москве, а другая в Туле, причем каждая вишня проходит в сутки расстояние, равное своему диаметру, что соответствует отношению величины звезды к расстоянию ее от своей соседки. Мы видим, как огромны типичные звездные расстояния и как ничтожна вероятность встречи, а тем более столкновения звезд.

Звезды представляются нам точками, имеющими различный и в общем небольшой блеск. В действительности же они весьма яркие. Если знать расстояние до звезды, можно легко вычислить, каков был бы блеск звезды, если бы ее поставить на место нашего Солнца. По температурам своих поверхностей звезды показывают меньшее разнообразие. Обычно поверхностные температуры звезд меняются в пределах от 25 000° (белые звезды высокой светимости) до 2000°—3000°(красные звезды). Солнце — желтая звезда,—и здесь оно также занимает промежуточное, среднее, положение, имея температуру поверхности около 6000°. Встречаются звезды с температурой поверхностей до 100 000° (это — ядра так называемых планетарных туманностей). С другой стороны, около 10 лет назад на фотографиях, снятых с пластинками, чувствительными к инфракрасным лучам, обнаружены звезды, которые можно назвать инфракрасными, так как почти все их излучение состоит из инфракрасных лучей. Наиболее холодная из изученных до сих пор инфракрасных звезд имеет поверхностную температуру около 900° по абсолютной шкале, или всего около 600° по Цельсию. С температурой звезды тесно связан ее цвет и вид се спектра, который описывается Гарвардской классификацией звездных спектров.

Звездные атласы показывают почти столь же большое разнообразие, как и светимости. Лишь для десятка звезд угловые радиусы удалось измерить непосредственно, с помощью особого прибора — интерферометра. Угловые радиусы оказались крайне малыми, так что звезды даже в самые большие телескопы не отличимы от светящихся точек. Для нескольких сотен двойных звезд особого класса также можно определить радиусы. Эти определения радиусов находятся в прекрасном согласии с значениями радиусов, вычисленными теоретически в предположении, что звезды излучают, как абсолютно черные излучатели (это предположение достаточно хорошо характеризует излучение звезд). Как это делается, будет изложено ниже. По значениям радиусов Солнце опять-таки занимает промежуточное,среднее, положение среди других звезд. Если радиус Солнца принять за единицу (он равен 695 500 км), то радиус наименьшей из изученных звезд — звезды Койпера — будет равен 0,005, или вдвое меньше земного, а радиус наибольшей двойной звезды VV в созвездии Цефея — 2300. Если эту последнюю звезду мысленно поместить на место Солнца в солнечной системе, то даже орбита Сатурна (а она в 10 раз больше земной орбиты) попала бы внутрь этой колоссальной звезды.

VV Цефея — красный сверхгигант, отличающийся невероятной разреженностью; ее средняя плотность меньше плотности воздуха почти в миллион раз и составляет 10 "8 плотности воды. Звезда же Койпера — представитель крайне плотных звезд, а именно белых карликов. Средняя плотность этой звезды в 36 миллионов раз превышает плотность воды, обычно принимаемой за единицу измерения плотностей. Средние плотности громадного большинства звезд — порядка плотностей воды; такова же и средняя плотность Солнца (1,4), которое и в отношении плотностей также занимает среднее место среди других звезд. Чтобы получить представление о белом карлике, нужно вообразить, что Солнце сжалось до размеров Земли. Обыкновенная спичечная коробка, наполненная веществом белого карлика, весила бы более тысячи тонн — настолько это вещество уплотнено. В белых карликах атомы лишены своих внешних электронов, и оставшиеся атомные ядра почти соприкасаются друг с другом. В земных лабораториях еще невозможно создать такое состояние материи, и его можно изучать только в звездах. С другой стороны, существуют звезды-гиганты, в десятки миллионов раз более разреженные, чем Солнце. Окружающий нас воздух во столько же раз плотнее этих звезд, во сколько раз свинец плотнее нашего воздуха. Массы звезд не столь различны, как плотности, радиусы и светимости. Самые массивные звезды превышают массу Солнца всего в сотню раз, а наименее известные звезды обладают массой всего в пять раз меньше солнечной.

Понравилась статья? Можете поддержать канал, если хотите - лайком, подпиской, или репостом в соцсетях.

Хотите еще больше интересных статей? Тогда вам СЮДА