івнянні спостережуваних зоряних величин, отриманих через різні суворо еталонують світлофільтри. Кількісно колір зірок характеризується різницею двох величин, отриманих через два фільтри, один з яких пропускає переважно сині промені ("В"), а інший має криву спектральної чутливості, схожу з людським оком ("V"). Техніка вимірювань кольору зірок настільки висока, що за вимірюваним значенням BV можна визначити спектр зірки з точністю до підкласу. Для слабких зірок аналіз квітів - єдина можливість їх спектральної класифікації. В
Температура і маса зірок
Володіння спектрального класу або кольору зірки відразу ж дає температуру її поверхні. Оскільки зірки випромінюють приблизно як абсолютно чорні тіла відповідної температури, то потужність, випроменена одиницею їх поверхні, визначається із закону Стефана - Больцмана:
Pв = SТ 4 ,
де s = 5,6 Г— 10 -5 - постійна Стефана. Потужність випромінювання всієї поверхні зірки, або її світність, очевидно, буде дорівнює
(*), p> де R - радіус зірки. Таким чином, для визначення радіусу зірки треба знати її світність і температуру поверхні.
Нам залишається визначити ще одну, чи не найважливішу характеристику зірки - її масу. Треба сказати, що це зробити не так то просто. А головне існує не так вже багато зірок, для яких є надійні визначення їх мас. Останні найлегше визначити, якщо зірки утворюють подвійну систему, для якої велика піввісь орбіти а і період звернення Р відомі. У цьому випадку маси визначаються з третього закону Кеплера, який може бути записаний у наступному вигляді:
В
тут М1 і М2 - маси компонент системи, G - постійна в законі усесвітнього тяжіння Ньютона. Рівняння дає суму мас компонент системи. Якщо до того ж відоме відношення 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.
У сутності, 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) ізольовану 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", входить до складу подвійної системи, завжди слід приймати з деякою обережністю.
В
Зв'язок основних зоряних величин
Отже, сучасна астрономія розпорядженні методами визначення основних зоряних характеристик: світимості, поверхневої температури (кольори), радіусу, хімічного складу і маси. Виникає важливе питання: чи є ці характеристики незалежними? Виявляється, немає. Насамперед мається функціональна залежність, що зв'язує радіус зірки, її Болометрична світність і поверхневу температуру. Ця залежність представляється простою формулою (*) і є тривіальною. Поряд з цим, однак, давно вже була виявлена ​​залежність між світністю зірок і їх спектральним класом (або, що фактично одне і те ж - кольором). Цю залежність емпірично встановили (незалежно) на великому статистичному матеріалі ще на початку нашого століття видатні астрономи датчанин Герцшпрунг і американець Рессел (рис.1).
Молоді зоряні колективи
Великий інтерес представляють не тільки індивідуальні молоді зірки, але і їхні колективи. Молоді зірки сконцентровані поблизу екваторіальної площини Галактики, що зовсім дивно: саме там знаходиться шар міжзоряного газу. На нашому небосхилі молоді зірки великої світності і нагріті ними газові хмари пролягли смугою Чумацького Шляху. Але якщо темної літньої ночі уважно подивитися на небо, можна зауважити, що в Чумацькому Шляху виділяються окремі В«зоряні хмари В». Наскільки вони реальні і який ступінь в еволюції речовини відображають? Ці великі г руппіровкі молодих зірок одержали назву зоряні комплекси. Їх характерні розміри - кілька сот парсек.
Історично першими були виявлені і досліджені більш компактні групи молодих зірок - розсіяні скупчення, подібні Плеядам. Ці порівняно щільні групи з декількох сотень або тисяч зірок, пов'язаних взаємною гравітацією, успішно протистоять руйнівній впливу гравітаційного поля Галактики. Їх походження не викликає суперечок: предками таких скупчень є щільні ядра міжзоряних молекулярних хмар. Розсіяні скупчення потроху втрачають свої зірки, але все ж живуть досить довго: в середньому близько 500 млн. років, а іноді і декілька мільярдів.
Часто молоді щільні скупчення оточені розрідженій короною з таких же молодих зірок. Нерідко подібні корони зустрічаються сама по собі, без центрального скупчення. Їх називають ...
