сі такої концентрації речовини відбувається збільшення температури і тиску. Виникають умови для появи зірки. У міру того, як буде відбуватися стиснення речовини, з якого утворюється зірка, буде підвищуватися температура зірки. Випромінювання і збільшується кінетична енергія атомів і молекул газу і пилу створює тиск, що перешкоджає стисненню газопилової хмари. Температура і тиск максимальні у центрі хмари і мінімальні на периферії. Середня температура зірки зростає тим швидше, чим швидше вона випромінює енергію і стискується. Гравітаційна енергія вивільняється зі швидкістю, яка не тільки заповнює втрату енергії з поверхні зірки, але і нагріває зірку.
. Основні характеристики зірок
Основними характеристиками зірок є:
· маса,
· світність (повна кількість енергії, що випромінюється зіркою в одиницю часу L),
· радіус,
· температура поверхні.
Маси можуть бути визначені безпосередньо лише у подвійних зірок на основі вивчення їх орбіт. У спектрально-подвійних зірок вимірювання зміщень спектральних ліній внаслідок ефекту Доплера дозволяють визначити період обертання компонентів і проекції максимальної швидкості кожного компонента на промінь зору. Аналогічні вимірювання можна провести і у деяких візуально-подвійних зірках. Цих даних достатньо для обчислення відношення мас компонентів. Абсолютні значення мас визначаються, якщо система є в той же час і затемнення-подвійний, т. Е. Якщо її орбіта видно з ребра і компоненти зірки поперемінно закривають один одного. Вивчення мас подвійних зірок показує, що між масами і світностями зірок головної послідовності існує статистична залежність. Ця залежність, поширена і на одиночні зірок, дозволяє побічно, визначаючи світності зірок, оцінювати і їх маси.
Якщо зірки утворюють подвійну систему, для якої велика піввісь орбіти а і період обертання Р відомі. У цьому випадку маси визначаються з третього закону Кеплера, який може бути записаний в наступному вигляді:
,
тут М1 і М2 - маси компонент системи, G - постійна в законі всесвітнього тяжіння Ньютона. Рівняння дає суму мас компонент системи. Якщо до того ж відомо ставлення орбітальних швидкостей, то їх маси можна визначити окремо. На жаль, тільки для порівняно невеликої кількості подвійних систем можна таким чином визначити масу кожної із зірок.
По суті, кажучи, астрономія не мала і не має в своєму розпорядженні в даний час методом прямого і незалежного визначення маси (тобто не входить до складу кратних систем) ізольованої зірки. І це досить серйозний недолік нашої науки про Всесвіт. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був би значно швидшим. У такій ситуації астрономи мовчазно приймаю, що зірки з однаковою світністю і кольором мають однакові маси. Останні ж визначаються тільки для подвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж світністю і кольором має таку ж масу, як і її сестра raquo ;, входить до складу подвійної системи, завжди слід приймати з певною обережністю.
Світність зірок (L) частіше виражається в одиницях світності Сонця (4x ерг/с). За світності зірки різняться в дуже широких межах. Більшість зірок складають карлики raquo ;, їх світність нікчемна іноді навіть в порівнянні з Сонцем. Характеристикою світності є абсолютна величина зірки. Є ще поняття видима зоряна величина raquo ;, яка залежить від світності зірки, кольору і відстані до неї. У більшості випадків використовують абсолютну величину ??raquo ;, щоб реально оцінити розміри зірок, незалежно як далеко вони знаходяться. Щоб дізнатися справжню величину, просто потрібно зірки віднести на якийсь умовну відстань (припустимо на 10ПК). Зірки високої світності мають негативні значення. На приклад видима величина сонця - 26,8. На відстані в 10ПК ця величина буде вже +5 (найслабші зірки видимі неозброєним оком мають величину +6).
Радіус зірок. Знаючи ефективну температуру Т ef і світність L, можна обчислити радіус R зірки за формулою:
=4pR 2 sT 4 ef
заснованої на Стефана-Больцмана законі випромінювання (s - постійна Стефана). Радіуси зірки з великими кутовими розмірами можуть бути виміряні безпосередньо за допомогою зоряних інтерферометрів. У затемнення-подвійних зірок можуть бути обчислені значення найбільших діаметрів компонентів, виражені в частках великої півосі їх відносної орбіти.
Температура поверхні. Розподіл енергії в спектрах розпечених тел неоднаково; в залежності від температури максимум випромінювання припадає на різні довжини хвиль, змінюється колір сумарного випромінювання. Дослідження цих ефектів у зірки, вивчення розподілу енергії в зоряних сп...
