Більше 90 відсотків видимого речовини Всесвіту зосереджена в зірках. Саме зірки і планети були першими об'єктами астрономічних досліджень. Однак процеси еволюції зірок і їх внутрішню будову були зрозумілі порівняно недавно. Початковою точкою в створенні теорії будови зірок можна вважати 1926 - рік виходу в світ книги А. Еддінгтона «Внутрішня будова зірок».
Астроном спостерігач бачить абсолютна більшість зірок навіть у найлютіші телескопи у вигляді точкових джерел світла. Мабуть, лише диск нашого Сонця дозволяє реально спостерігати деякі процеси, що відбуваються на поверхні зірки. Однією з найважливіших характеристик зірки є її абсолютна величина (яка не має, звичайно, ніякого відношення до геометричний-ським розмірами). Вона характеризує реальну світність зірки. Про те, як визначаються відстані до зірок, ми вже говорили. Дуже важливу інформацію про зірок, про їхній хімічний склад, температуру приносить вивчення спектрів. Спектральні класи зірок позначаються буквами латинського алфавіту О, В, А, F, G, К М, R, N. Це так звана Гарвардська класифікація.
Цікаво, що англійські студенти, щоб запам'ятати послідовність букв, що позначають класи зірок, придумали зручне мнемонічне правило - фразу, в якій перші літери слів відповідають спектральної послідовності зірок: Про Be A Fine Girl, Kiss Me, Right Now ( «Будь хорошою дівчинкою, поцілунок мене зараз же ».). Ясно, що будь-який студент легко запам'ятає таку фразу. Правда, відомий радянський астроном професор Б. Воронцов-Вельямінов вважає, що легше запам'ятовуються абсурдні, безглузді фрази, наприклад: «Один голений англієць фініки жував, як морква».
спектральний клас зірок.
Ця система виявилася не дуже тонкою, і астрономи розділили кожен інтервал в цій послідовності ще на 10 частин. Наприклад, наше Сонце - зірка класу G, підкласу 2. Чи можуть бути зірки спектрального класу ВО, В2 і т. Д. До В9. Зірка, що має більший номер спектрального класу, має меншу температуру поверхні.
Таким чином, в своєму класі G - Сонце досить гаряча зірка. Як досвідчений сталевар за кольором легко визначає температуру стали, так і астроном, користуючись законом Вина, без праці за кольором зірки визначить її температуру. Зірки червоного кольору (М - в Гарвардській класифікації) мають температуру поверхні близько 4000 К. Жовте Сонце підігрітий вже приблизно до 6000 К, а гарячі зірки з температурами більше 10 тисяч До бачаться нам біло-блакитними. Температура звездспектрального класу 0 досягають 40 000-50 000 К. Таким чином, спектральний клас зірки. або її колір, характеризує відразу ж і її температуру.
Дуже важливими характеристиками зірок є їх радіус і маса. Знаючи температуру і світність зірки. можна без зусиль визначити її радіус.
Набагато гірші справи з визначенням маси зірки. Добре, якщо зірка має компаньйона, утворюючи подвійну систему, і відомі велика піввісь орбіти і період обертання. Тоді можна використовувати третій закон Кеплера і знайти сумарну масу двох зірок. Якщо до того ж відомо ставлення орбі-тальних швидкостей, можна визначити масу кожної зірки. Але для тісних пар цього зробити вже не можна.
Зовсім погано справи йдуть у випадку одиночних зірок. Фактично сьогодні астрономія не має методом незалежного визначення маси одиночної зірки. Зараз астрономи прийшли до наступного мовчазної згоди: на головній послідовності зірки однакового спектрального класу мають рівну масу. Існуючі тут невизначеності обмежують певною мірою повноту наших знань.
Проте можна сказати, що сучасний астроном спостерігач може, в принципі, визначити світність, температуру, радіус, хімічний склад і масу зірки. Ще на початку століття стали складатися уявлення про те, що ці величини не є незалежними. Данська астроном Е. Герцшпрунга і американець Г. Рессел незалежно один від одного встановили чітку кореляцію між світністю зірок і їх спектральним класом.
Давайте подивимося на знамениту діаграму Герцшпрунга - Рассела. По осі ординат відкладені абсолютні зоряні величини (світності), а по осі абсцис - спектральні класи. Якщо на цю діаграму нанести положення великої кількості зірок, то утворюється чітка і порівняно вузька смуга. Вона називається «головною послідовністю». Справа і вгорі від головної послідовності розташована група гігантів, а в самому верхньому правому куті знаходяться надгіганти.
Це зірки високої світності, але відносяться вони до спектральних класів К і М, температура їх поверхні порівняно низька. Отже, радіуси цих зірок величезні - в десятки разів більше радіуса нашого Сонця.
У лівому нижньому кутку діаграми розташовані зірки малої світності, білого кольору. Це-знамениті «білі карлики».
Ясно, що діаграму Герцшпрунга - Рассела можна побудувати і для окремих скупчень зірок, зокрема, для вже згадуваних кульових скупчень. Це дуже важливо, оскільки вважається, що всі зірки скупчення утворилися з одного газо-пилової хмари і мають приблизно рівний вік.
Для різних скупчень вид діаграм Герцшпрунга - Рассела може помітно відрізнятися. Але в будь-якому випадку діаграми показують на цілком певні закономірності в розташуванні зірок в них і на чіткий зв'язок між світністю і спектром. Тому вивчення діаграм Герцшпрунга - Рассела лежить в основі теорії еволюції зірок.
Якщо розглянути тепер зв'язок між світністю і масою, то стане ясно, що для зірок головної послідовності світність і спектр зірки в першому наближенні визначаються її масою. Цей факт надзвичайної важливості, і завдання теорії зоряної еволюції - виявити конкретні фізичні механізми, що визначають ці залежності. Якщо ми ще раз подивимося на головну послідовність, то напевно звернемо увагу на те, чим більше маса зірки, тим більше її світність, радіус і поверхнева температура.
У Галактиці є як мінімум два різних типи зоряного населення. Населення першого типу складається із зірок, розташованих головним чином в площині диска Галактики, на помітних відстанях від її центру. Населення другого типу характерно для кульових скупчень і, відповідно, центрального району Галактики, оскільки вони концентруються головним чином до центру Чумацького Шляху. Зірки, що мають різне просторове розподіл, помітно відрізняються і за хімічним складом. Так, наприклад, зірки кульових скупчень збіднена важкими елементами в порівнянні з зірками диска, а це свідчить про відмінність у віці зірок. Просторового розподілу в Галактиці гарячих масивних зірок дуже добре відповідає розподіл хмар міжзоряного газу. Це сильний аргумент на користь утворення зірок шляхом конденсації газо-пилових хмар.
Звичайно ж, коротка інформація про типи населений і діаграма Герцшпрунга - Рассела аж ніяк не вичерпують все характеристики зірок. Але оскільки ми зараз переходимо до нового розділу «Миру астрономії», нам потрібні «ключові слова». Ми повинні дізнатися нову термінологію і мати уявлення про основні і найпростіших характеристиках зірок. З цим багажем ми вже можемо відправитися в дивно цікаву подорож по світу зірок, де багато об'єктів не вкладаються ні в які діаграми і типи населений. Більш того, вони не вкладаються і в звичайні людські уявлення.