на небі мають зоряну величину рівну 0 і - 1. Приміром, зірки всім відомого ковша Великої Ведмедиці - це зірки в середньому 2-й зоряної величини. Крім цього параметра, існує ще й абсолютна зоряна величина. Вона відображає власну світність зірки і визначається як візуальна зоряна величина, яку ця зірка мала б при спостереженні з відстані 10 парсек (1 парсек=3,2616 св. Року).
1. Будова зірок
Зірки - розпечені газові кулі, джерелом енергії і випромінювання в яких є термоядерні реакції, головним чином перетворення водню в гелій. Цей процес відбувається в центрі зірки, де температура досягає 15 млн. кельвінів (0,01 гр. Цельсія відповідає 273,16 Кельвіна). Всі речовина при такій температурі і значному тиску фактично знаходиться в стані плазми, іонізованого газу. Процес протікання термоядерної реакції дещо відрізняється у зірок маси Сонця і у більш масивних (у ньому беруть участь більш важкі елементи, такі як вуглець і азот), однак результом всюди є синтез ядра гелію з чотирьох ядер водню при виділенні енергії. Cодержание водню по масі в зірках класу Сонця становить приблизно 70-75%, решта - гелій та інші елементи, зміст яких зазвичай не перевищує 1,5-2%.
Діаграма Герцшпрунга - Ресселла Видима поверхня зірки - фотосфера. Температура фотосфери пов'язана з такою характеристикою зірки, як спектральний клас. Всього основних сім класів: O, B, A, F, G, K, M (плюс десять підкласів від 0 до 9). Також існує поділ на C0-C9 (вуглецеві), S-зірки (з смугами ZrO в спектрі) і ще кілька не часто зустрічаються. O - найгарячіші з ефективною температурою більше 25000К і мають біло-блакитний колір, M - найхолодніші з ефективною температурою менш 3500К і мають червоний колір. Наприклад, Сонце має клас G2 з ефективною температурою близько 5700К. Спектральний клас пов'язаний з класом світності зірки, позначається римськими цифрами від Ia і Ib (надгіганти) до VII (білі карлики). Зв'язок цю можна простежити на діаграмі Герцшпрунга - Ресселла. Також ця діаграма може показувати залежність між кольором або температурою зірки та її абсолютною зоряною величиною.
2. Еволюція зірок
Зірки зароджуються в газопилових хмарах міжзоряного середовища завдяки згусткам речовини, що утворюються в результаті зовнішніх збурень, наприклад, після вибуху наднових. Речовина під дією гравітаційних сил починає ущільнюватися і нагріватися. При досягненні певної маси протозірки температура досягає того значення, при якому починаються ядерні реакції. Тривалість цього процесу залежить від маси. У зірок маси Сонця на це йде до 30 млн. років, тоді як у більш масивних в сто разів менше. Потрібно зауважити, що у зірок з більшою масою всі процеси йдуть набагато швидше, ніж у менш масивних. Подальший етап життя зірки проходить без помітних зовнішніх змін досить тривалий термін (близько 10 млрд. років у таких зірок як Сонце, і не більше 0,5 млрд. років у в кілька разів більшою масою). У цей період йде процес спалювання водню в ядрі зірки. При цьому яскравість і розмір залишаються постійними, так як гравітаційні сили врівноважуються тиском газу всередині зірки. Параметри зірки в цей період визначаються однією з точок так званої головної послідовності на діаграмі Герцшпрунга - Ресселла.
Планетарна туманність Яйце. У міру того як весь водень в ядрі буде превращатся в гел...
