дставі якого за зміщення ліній у спектрі небесних світил можна визначити їх швидкість руху вздовж променя зору. На початку 20 в., Особливо після 1920, стався переворот в наукових уявленнях про зірок. Їх почали розглядати як фізичні тіла; стали вивчатися структура зірки, умови рівноваги їх речовини, джерела енергії. Цей переворот був пов'язаний з успіхами атомної фізики, які призвели до кількісної теорії зоряних спектрів, і з досягненнями ядерної фізики, які дали можливість провести аналогічні розрахунки джерел енергії та внутрішньої будови зірки.
В середині 20 ст. дослідження зірок придбали велику глибину в зв'язку з розширенням спостережних можливостей і застосуванням електронних обчислювальних машин. Великі успіхи були досягнуті у вивченні процесів переносу енергії в фотосферних зірках (радянські вчені Е.Р.Мустель, В. В. Соболєв) і в дослідженнях структури і динаміки зоряних систем (голландський вчений Я. Оорт, радянські вчені П. П. Паренаго,). Запуск першого штучного супутника Землі в 1957 році відкрив нову епоху в житті людства - космічну еру В» [4].
2. Класифікація зірок
В результаті величезної роботи, виконану астрономами ряду країн протягом останніх десятиліть, ми багато чого дізналися про різні характеристики зірок, природі їхнього випромінювання і еволюції. Як це ні здасться парадоксальним, зараз ми набагато краще уявляємо освіта та еволюцію багатьох типів зірок, ніж власної планетної системи. У якийсь мірою це зрозуміло: астрономи спостерігають величезна кількість зірок, що знаходяться на різних стадіях еволюції, в той час як безпосередньо спостерігати інші планетні системи ми поки не можемо.
Вище були згадані В«характеристикиВ» зірок. Основні характеристики зірки - маса, радіус (не рахуючи зовнішніх прозорих шарів), світність (Повна кількість випромінюваної енергії); ці величини часто виражаються в частках маси, радіусу і світності Сонця. Крім основних параметрів, вживаються їх похідні: ефективна температура; спектральний клас, що характеризує ступінь іонізації і збудження атомів в атмосфері зірки; абсолютна зоряна величина (тобто зоряна величина, яку мала б зірка на стандартному відстані 10 парсек). Розглянемо деякі з них більш докладно. br/>
2.1 Маса зірок
По суті, астрономія не мала і не має в своєму розпорядженні в даний час методом прямого і незалежного визначення маси ізольованою, тобто не входить до складу кратних систем, зірки. І це досить серйозний недолік нашої науки про Всесвіт. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був би значно швидшим. p> В«Маси зірок змінюються в порівняно вузьких межах. Дуже мало зірок, маси яких більше або менше сонячної в 10 разів. У такій ситуації астрономи мовчазно приймають, що зірки з однаковою світністю і кольором мають однакові маси. Вони визначаються тільки для подвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж світністю і кольором має таку ж масу, як і її "Сестр...
