Звёзды — самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов (плазмы). Типичная звезда — Солнце. Существуют звёзды, светимость которых (полное количество энергии, излучаемой поверхностью звезды за 1 с) в десятки тысяч раз больше, чем у Солнца (звёзды-гиганты), или, наоборот, значительно меньше, чем у Солнца (звёзды -карлики). Среди наблюдаемых велико число звёзд большой светимости, т.к. они доступны наблюдениям на больших расстояниях. В действительности звёзды-карлики встречаются в сотни тысяч раз чаще, чем звёзды-гиганты.

Исследование звёзд

Основной метод исследования звёзд — изучение их спектров. Принятая в астрофизике спектральная классификация звёзд основана на оценках относительной интенсивности и вида некоторых линий поглощения (определение степени средней ионизации вещества во внеш. слоях звезды). Наряду с различиями в линиях спектральная классификация учитывает положение максимума интенсивности непрерывного спектра — цвет звёзд меняется от голубого до красного. Спектральные особенности звёзд в основном определяются температурой их поверхности (от ~50 000 К для самых горячих голубых до ~2800 К для «холодных» красных звёзд), а не реальным различием в химическом составе. При одной и той же температуре спектры звёзд-гигантов, обладающих протяжёнными и разрежёнными оболочками, отличаются от спектров звёзд-карликов с тонкими и плотными атмосферами. Звёздные спектры позволяют, помимо температуры, химического состава и плотности, определять также ряд других физических параметров звёздных атмосфер: наличие электрического и магнитного полей, истечение вещества с поверхности, а также осевое вращение звёзд и их движение в пространстве. У звёзд-гигантов линии всех элементов, кроме водорода, широки и размыты, в то время как у звёзд-карликов они резки и узки. Для линий водорода зависимость обратная. Уширение спектральных линий происходит из-за столкновений частиц друг с другом (эффект давления) под действием магнитного поля и некоторых других физических факторов.

Большая часть звёзд входит в состав двойных, тройных и более сложных кратных систем, компоненты которых обращаются вокруг общего центра масс. Двойные звёзды служат единственным источником определения масс звёзд. К 1981 году определены массы около 250 звёзд. Для некоторых типов двойных (затменных) звёзд по элементам орбиты компонентов и из анализа кривых изменения блеска можно определить также и размеры звёзды. Для тесных пар звёзд можно по взаимному приливному воздействию обоих компонентов судить также о распределении плотности в их недрах.

Разные типы звёзд

Звёзды, блеск которых периодически изменяется, называют переменными. Причины переменности — периодические затмения одной звезды другой (затменные переменные или затменные двойные звёзды) или (значительно чаще) действительное изменение размеров и температур звезды, имеющее характер пульсаций (физически переменные). Период изменения блеска для различных типов переменных звёзд составляет от долей секунды до нескольких лет. Для определённых типов переменных звёзд существует зависимость период–светимость, что позволяет использовать их как индикаторы расстояний до далёких звёздных систем, в которых такие звёзды наблюдаются.

Существует большой класс нестационарных звёзд, характеризующихся, как правило, яркими линиями в спектре. Образование этих линий связано с мощным выбрасыванием вещества из этих звёзд — взрывообразным у новых, сверхновых и новоподобных звёзд, и в виде непрерывного истечения у звёзд класса Вольфа — Райе, P Лебедя, спектрального класса Be и других. В процессе истечения образуется протяжённая расширяющаяся оболочка, переизлучающая УФ-радиацию звезды, вследствие чего в спектре звёзд возникают яркие линии в оптическом диапазоне спектра. Интерес представляют «холодные» звёзды-карлики с нормальным спектром поглощения. Временами на этот спектр накладывается непрерывное излучение, которое значительно увеличивает блеск звёзд. Так как вспышка происходит очень быстро, то объяснить её тепловым излучением невозможно. Есть основания считать такие звёзды очень молодыми, с ещё не установившимся режимом излучения.

Параметры звёзд

Физические характеристики известных звёзд весьма разнообразны: радиусы красных звёзд-гигантов больше солнечного в сотни и тысячи раз, а их средняя плотность10^–3 — 10^–6 кг/м³ (средняя плотность Солнца 1409 кг/м³). У очень плотных звёзд — белых карликов — радиусы около 0,2 солнечного, а средняя плотность 10⁷—10⁹ кг/м³. Массы звёзд меняются не так значительно: от 60 масс Солнца для звёзд-гигантов до ¹/₁₀ для звёзд-карликов. Самая большая известная звезда имеет массу, равную 90 массам Солнца (звезда Пласкетта).

Соотношение размеров некоторых звёзд и планет Солнечной системы

Характерной диаграммой состояния звезды, основанной на данных наблюдений всех известных звёзд, является так называемая диаграмма спектр–светимость, характеризующая распределение звёзд по физически однородным группам, их строение и направление развития.

Теории

Теория звёздных атмосфер основывается на предположении о лучистом равновесии (каждый элемент объёма излучает всю поглощаемую им энергию). Исследование переноса излучения в атмосферах звёзд даёт возможность рассчитать распределение энергии в непрерывном спектре. Сравнение же теоретического распределения с наблюдаемым позволяет определить параметры атмосферы (температуру, относительное содержание различных атомов). Количественный анализ химического состава атмосфер Солнца и звёзд позволил выяснить распространённость химических элементов во Вселенной.

Теория внутреннего строения звёзд основана на представлении о равновесной газовой звезде, состояние которой определяется механическим равновесием (гидростатическим — между силой тяжести и силой давления газа) и тепловым равновесием (термодинамическим — между выделением и отводом энергии).

Нейтронные звёзды

Основными механизмами поглощения радиации в звёздах служат фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами. Для большинства звёзд применимо уравнение состояния идеального газа вследствие почти полной ионизации атомов в недрах звезды (температуры в центре изменяются для звёзд разной светимости от 10 до 30 млн. К). У некоторых типов звёзд уравнение состояния идеального газа для их центральной части неприменимо. К таким звёздам относятся, например, белые карлики. Открытые в 60-х гг. XX века пульсары (звёзды, имеющие периодические всплески в радиодиапазоне, а некоторые в оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах) представляют собой вращающиеся сверхплотные тела очень малых размеров (средняя плотность ~2×10¹⁷ кг/м³, средний радиус ~20 км); считается, что они состоят в основном из нейтронов — так называемые нейтронные звёзды. Ряд источников рентгеновского излучения, обнаруженных методами астрономии внеатмосферной, по современным воззрениям также являются нейтронными звёздами (их плотность сравнима с плотностью атомного ядра). Считается, что эти звёзды — конечная стадия эволюции обычных звёзд.

Термоядерная реакция и эволюция звёзд

Источники энергии звёзд — термоядерные реакции. Для звёзд сравнительно молодых это — реакция перехода водорода в гелий (протон-протонная цепная реакция и азотно-углеродная циклическая реакция). Эволюция звёзд в основном определяется изменением их химического состава в результате преобразования водорода в гелий. Эволюция различна в зависимости от того, происходит ли полное перемешивание вещества звёзд (химический состав изменяется равномерно по всей звезде) или перемешивания нет (химический состав меняется только в центральной части звёзды; в этом случае необходимо рассматривать гетерогенные многофазные модели). Вторым фактором, определяющим эволюцию звезды, служит масса. Пути развития звёзд, масса которых остаётся постоянной или изменяется с течением времени, различны. По истощении запасов водорода в звёзде возможны реакции синтеза более тяжёлых ядер из гелия (углерода, кислорода), если вследствие сжатия звёзд температуpa и плотность в её недрах значительно повысятся. Наиболее полно рассчитана эволюция звёзд с постоянной массой при отсутствии перемешивания. Звёзды типа Солнца при такой эволюции постепенно (за время ~10¹¹ лет) превращается в красного гиганта, а затем в белого карлика. Более массивная звёзда после стадии красного гиганта может вспыхнуть как сверхновая, сбросить оболочку и закончить своё существование как пульсар или нейтронная звёзда. Следует отметить, что расчёты эволюционых изменений в звёздных моделях, основанные на современных достижениях физики и внеатмосферной астрономии, весьма трудоёмки.

В связи с отождествлением источников рентгеновского излучения с компонентами некоторых двойных звёзд значительно развилась теория эволюции тесных двойных звёзд с обменом массой между компонентами. Наименее полно разработана теория образования звёзд. Существуют две гипотезы: конденсация из разрежённой газопылевой туманности и разлёт сверхплотного тела.