ихеньку стискуватися і температура в її надрах усе збільшується.
Нарешті температура в центрі протозірки досягає декількох мільйонів градусів, і починаються термоядерні реакції. Вирізняється при цьому тепло повністю компенсує охолодження протозірки з поверхні. Стиснення припиняється. Протозірка стає зіркою. br/>
Основні зоряні характеристики
В
Щоб милуватися зоряним небозводом, зовсім не обов'язково описувати всі зірки і з'ясовувати їх фізичні характеристики - вони гарні самі по собі. Але якщо розглядати зірки як природні об'єкти, природний шлях до їх пізнання лежить через вимірювання і зіставлення властивостей.
Світність і відстань до зірок
Перш все треба зрозуміти, що зірки, за рідкісним винятком, спостерігаються як "Точкові" джерела випромінювання. Це означає, що їх кутові розміри дуже малі. Навіть у найбільші телескопи не можна побачити зірки у вигляді "Реальних" дисків. Підкреслюю слово "реальних", так як завдяки чисто інструментальним ефектам, а головним чином неспокійно атмосфери, у фокальній площині телескопів виходить "помилкове" зображення зірки у вигляді диска. Кутові розміри цього диску рідко бувають менше однієї секунди дуги, між тим як навіть для найближчих зірок вони повинні бути менше однієї сотої частки секунди дуги.
Отже, зірка навіть у найбільший телескоп не може бути, як кажуть астрономи, "Дозволена". Це означає, що ми можемо вимірювати тільки потоки випромінювання від зірок в різних спектральних ділянках. Мірою величини потоку є зоряна величина.
Світність визначається, якщо відомі видима величина і відстань до зірки. Якщо для визначення видимої величини астрономія має в своєму розпорядженні цілком надійними методами, то відстань до зірок визначити не так просто. Для порівняно близьких зірок, віддалених на відстань, що не перевищують декількох десятків парсек, відстань визначається відомим ще з початку минулого сторіччя тригонометричним методом, що полягає у вимірюванні нікчемно малих кутових зсувів зірок при їх спостереженні з різних точок земної орбіти, тобто в різний час року. Цей метод має досить велику точність і достатньо надійний. Однак для більшості інших більш видалених зірок він вже не годиться: занадто малі зсуви положення зірок треба вимірювати - менше однієї сотої частки секунди дуги! На допомогу приходять інші методи, значно менш точні, але тим не менш достатньо надійні. У ряді випадків абсолютну величину зірок можна визначити і безпосередньо, без вимірювання відстані до них, за деякими спостережуваним особливостям їх випромінювання.
В
Спектри зірок і їх хімічний склад
Виключно багату інформацію дає вивчення спектрів зірок. Вже давно спектри переважної більшості зірок розділені на класи. Послідовність спектральних класів позначається буквами O, B, A, F, G, K, M. Існуюча система класифікації зоряних спектрів настільки точна, що дозволяє визначити спектр з точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами B і А позначається як В0, В1. . . В9, А0 і так далі. Спектр зірок у першому наближенні схожий на спектр випромінюючого "чорного" тіла з деякою температурою Т. Ці температури плавно змінюються від 40-50 тисяч градусів у зірок спектрального класу Про до 3000 градусів у зірок спектрального класу М. Відповідно до цього основна частина випромінювання зірок спектральних класів О і В доводитися на ультрафіолетову частину спектру, недоступну для спостереження з поверхні землі. Однак в останні десятиліття були запущені спеціалізовані штучні супутники землі; на їх борту були встановлені телескопи, за допомогою яких виявилося можливим досліджувати і ультрафіолетове випромінювання.
Характерною особливістю зоряних спектрів є ще наявність у них величезної кількості ліній поглинання, що належать різним елементам. Тонкий аналіз цих ліній дозволив отримати особливо цінну інформацію про природу зовнішніх шарів зірок.
Хімічний склад зовнішніх шарів зірок, звідки до нас "безпосередньо" приходить їх випромінювання, характеризується повним переважанням водню. На другому місці знаходиться гелій, а велика кількість інших елементів досить невелика. Приблизно на кожні десять тисяч атомів водню доводитися тисячі атомів гелію, близько 10 атомів кисню, трохи менше вуглецю та азоту і всього лише один атом заліза. Велика кількість інших елементів абсолютно нікчемною. Без перебільшення можна сказати, що зовнішні шари зірок - це гігантські воднево-гелієві плазми з невеликою домішкою більш важких елементів.
Хорошим індикатором температури зовнішніх шарів зірки є її колір. Гарячі зірки спектральних класів О і В мають блакитний колір; зірки, подібні з нашим Сонцем (Спектральний клас якого G2), представляються жовтими, зірки ж спектральних класів До і М - червоні. У астрофізиці є ретельно розроблена і цілком об'єктивна система кольорів. Вона заснована на пор...
