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 светимость звезды.
Радиусы звёзд. Зная эффективную температуру Tef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:
L=4pR2sT4ef
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 106 г/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.