Радиус Земли /оказывается слишком малым, чтобы служить базисом для измерения параллактического смещения звезд и для определения рас­стояний до них. Еще во времена Коперника было ясно, что если Земля действительно обращается вокруг Солнца, то видимые по­ложения звезд на небе должны меняться. За полгода Земля перемещается на величину диаметра своей орбиты. Направления на звезду с противоположных точек этой орбиты должны различаться. Иначе говоря, у звезд должен быть заметен годичный параллакс

Годичным параллаксом звезды р называют угол, под которым |со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), если она перпендикулярна лучу зрения.

Чем больше расстояние D до звезды, тем меньше ее параcлакc. Параллактическое смещение положения звезды на небе в течение года происходит по ма­ленькому эллипсу или кругу, если звезда находится в полюсе эклиптики .

Коперник пытался, но не смог обнаружить параллакс звезд. Он правильно утверждал, что звезды слишком далеки от Земли, чтобы существовавшими тогда приборами можно было заметить их параллактическое смещение.

Впервые надежное измере­ние годичного параллакса звезды Веги удалось осуществить

В. Я. Струве. Почти одновре­менно с ним в других странах определили параллаксы еще у двух звезд, одной из которых была α Центавра. Эта звезда, которая в России не видна, оказалась ближайшей к нам, ее годичный параллакс р == 0,75". Под таким углом невооруженному глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Неудивительно, что так долго не могли заме­тить у звезд столь малые угловые смещения.

Расстояние до ближайшей звезды а Центавра D = 206 265" : 0,75" = 270 000 а. е. Свет проходит это расстояние за 4 года, тогда как, от Солнца до Земли он идет только 8 мин, а от Луны около 1 с.

Расстояние, которое свет проходит в течение года, называется световым годом. Эта единица используется для измерения рас­стояния наряду с парсеком (пк).

Парсек—расстояние, с которого большая полуось земной орбиты., перпендикулярная лучу зрения, видна под углом в 1".

Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного па­раллакса, выраженного в секундах дуги. Например, расстояние до звезды а Центавра равно 0,75" (3/4"), или 4/3 пк.

1 парсек ==3,26 светового года=206265 а. е.==3- 1013 км.

В настоящее время измерение годичного параллакса является основным способом при определении расстояний до звезд. Парал­лаксы измерены уже для очень многих звезд.

Измерением годичного параллакса можно надежно устано­вить расстояние до звезд, находящихся не далее 100 пк, или 300 световых лет.

Спектры звезд и их химический состав

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности земли. Однако в последние десятилетия были запущены специализированные искусственные спутники земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение.

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно" приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно га каждые десять тысяч атомов водорода приходиться тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд - это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Во время наблюдений вы обратили внимание на то, что звезды имеют различный цвет, хорошо заметный у наиболее ярких из них. Цвет нагреваемого тела, в том числе и звезды, зависит от его температуры. Это дает возможность определить температуру звезд по распределению энергии в их непрерывном спектре. Цвет и спектр звезд связаны с их температурой. В сравни­тельно холодных звездах преобладает излучение в красной об­ласти спектра, отчего они и имеют красноватый цвет. Температу­ра красных звезд низкая. Она растет последовательно при пере­ходе от красных звезд к оранжевым, затем к желтым, желтоватым, белым и голубоватым. Спектры звезд крайне разнообразны. Они разделены на классы, обозначаемые латинскими буквами и цифрами. В спектрах холодных красных звезд класса М с температурой около 3000 К видны полосы поглощения простейших двухатомных молекул, чаще всего окси­да титана. В спектрах других красных звезд преобладают оксиды углерода или циркония. Красные звезды первой величины класса М — Антарес, Бетельгейзе.

В спектрах желтых звезд классаG, к которым относится и Солнце (с температурой 6000 К на поверхности), преобладают тонкие линии металлов: железа, кальция, натрия и др. Звездой типа Солнца по спектру, цвету и температуре является яркая Капелла в созвездии Возничего.

В спектрах белых звезд класса А, как Сириус, Вега и Денеб, наиболее сильны линии водорода. Есть много слабых линий иони­зованных металлов. Температура таких звезд около 10000 К.

В спектрах наиболее горячих, голубоватых звезд с температу­рой около 30 000 К видны линии нейтрального и ионизованного гелия.

Температуры большинства звезд заключены в пределах от 3000 до 30 000 К. У немногих звезд встречается температура око­ло 100000 К.

Таким образом, спектры звезд очень сильно отличаются друг от друга и по ним можно определить химический состав и темпе­ратуру атмосфер звезд. Изучение спектров показало, что в атмо­сферах всех звезд преобладающими являются водород и гелий.

Различия звездных спектров объясняются не столько разнооб­разием их химического состава, сколько различием температуры и других физических условий в звездных атмосферах. При высо­кой температуре происходит разрушение молекул на атомы. При еще более высокой температуре разрушаются менее прочные ато­мы, они превращаются в ионы, теряя электроны. Ионизованные атомы многих химических элементов, как и нейтральные атомы, излучают и поглощают энергию определенных длин волн. Путем сравнения интенсивности линий поглощения атомов и ионов од­ного и того же химического элемента теоретически определяют их относительное количество. Оно является функцией температуры. Так, по темным линиям спектров звезд можно определить темпе­ратуру их атмосфер.