Анализ кривой изменения видимой звездной величины в функ­ции времени позволяет установить размеры и яркость звезд, раз­меры орбиты, ее форму и наклон к лучу зрения, а также массы звезд. Таким образом, затменно-двойные звезды, наблюдаемые также и в качестве спектрально-двойных, являются наиболее хорошо изученными системами. К сожалению, таких систем извест­но пока сравнительно мало.

Периоды известных спектрально-двойных звезд и алголей в основном короткие—около нескольких суток.

В общей сложности двойственность звезд очень распростра­ненное явление. Статистика показывает, что до 30% всех звезд, вероятно, являются двойными.

Определенные описанными методами массы звезд различают­ся гораздо меньше, чем их светимости: примерно от 0,1 до 100 масс Солнца. Очень большие массы встречаются крайне редко. Обычно звезды обладают массой меньше пяти масс Солнца.

Именно масса звезд обусловливает их существование и при­роду как особого типа небесных тел, для которых характерна высокая температура недр (свыше 10 7 К). Происходящие при такой температуре ядерные реакции превращения водорода в ге­лий являются у большинства звезд источником излучаемой ими энергии. При меньшей массе температура внутри небесных тел не достигает тех значен^, которые необходимы для протекания термоядерных реакций.

Эволюция химического состава вещества во Вселенной про­исходила и происходит в настоящее время главным образом благодаря звездам. Именно в их недрах идет необратимый про­цесс синтеза более тяжелых химических элементов из водорода.

Размеры звезд. Плотность их вещества.

Можно сравнить размеры звезд одинаковой тем­пературы, например Солнца и Капеллы (а Возничего). Эти звез­ды имеют одинаковые спектры, цвет и температуру, но свети­мость Капеллы в 120 раз превышает светимость Солнца. Так как при одинаковой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одинакова, то, значит, поверхность Капеллы больше, чем поверхность Солнца, в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше солнечных приблизительно в 11 раз.

Определить размеры других звезд позволяет знание законов излучения.

Так, в физике установлено, что полная энергия, излучаемая в единицу времени с 1 м2 поверхности нагретого тела, равна:

i= σT4

где σ – коэффициент пропорциональности, а Т – абс. Температура

Относительный линейный диаметр звезд, имею­щих известную температуру Т, находят из формулы:

I

Результаты таких вычислений размеров светил полностью подтвердились, когда стало возможным измерять угловые диа­метры звезд при помощи особого оптического прибора (звездного интерферометра).

Звезды очень большой светимости называются сверхги­гантами. Красные сверхгиганты оказываются такими и по раз­мерам

Рис. 76. Сравнительные размеры Солнца и звезд разных типов (масштабы в двух частях рисунка различны).

Бетельгейзе и Антарес в сотни раз больше Солнца по диаметру. Более далекая от нас Цефея настолько велика, что внутри нее поместилась бы Солнечная система с орбитами планет до орбиты Юпитера включительно! Между тем массы сверхгигантов больше солнечной всего лишь в 30—40 раз. В результате даже средняя плотность красных сверхгигантов в тысячи раз меньше, чем плотность комнатного воздуха.

При одинаковой светимости размеры звезд тем меньше, чем эти звезды горячее. Самыми малыми среди обычных звезд являются красные карлики. Массы их и радиусы — десятые доли солнечных, а средние плотности в 10—100 раз выше, чем плотность воды. Еще меньше красных белые карлики—но это уже необычные звезды.

У близкого к нам и яркого Сириуса (имеющего радиус при­мерно вдвое больше солнечного) есть спутник, обращающийся вокруг него с периодом 50 лет. Для этой двойной звезды расстоя­ние, орбита и массы хорошо известны. Обе звезды белые, почти одинаково горячие. Следовательно, поверхности одинаковой пло­щади излучают у этих звезд одинаковое количество энергии, но по светимости спутник в 10000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т. е. он почти такой же, как Земля. Между тем масса у него почти как у Солнца! Следо­вательно, белый карлик имеет громадную плотность — около 109 кг/м3. Существование газа такой плотности было объяснено следующим образом: обычно предел плотности ставит размер атомов, являющихся системами, состоящими из ядра и электрон­ной оболочки. При очень высокой температуре в недрах звезд и при полной ионизации атомов их ядра и электроны становятся независимыми друг от друга. При колоссальном давлении выше­лежащих слоев это «крошево» из частиц может быть сжато го­раздо сильнее, чем нейтральный газ. Теоретически допускается возможность существования при некоторых условиях звезд с плотностью, равной плотности атомных ядер.

Мы еще раз видим на примере белых карликов, как астрофи­зические исследования расширяют представления о строении ве­щества; пока создать в лаборатории такие условия, какие есть внутри звезд, еще нельзя. Поэтому астрономические наблюдения помогают развитию важнейших физических представлений. На­пример, для физики громадное значение имеет теория относи­тельности Эйнштейна. Из нее вытекает несколько следствий, которые можно проверить по астрономическим данным. Одно следствий теории состоит в том, что в очень сильном поле тяготения световые колебания должны замедляться и линии спектра, смещаться к красному концу, причем это смещение больше, чем сильнее поле тяготения звезды. Красное смещение было обнаружено в спектре спутника Сириуса. Оно вызвано действие» сильного поля тяготения на его поверхности. Наблюдения под твердили это и ряд других следствий теории относительности, Подобные примеры тесной взаимосвязи физики и астрономии характерны для современной науки.

Итак, современная астрономия располагает методами определения основных звездных характеристик: светимости, поверхностной температуры (цвета), радиуса, химического состава и массы. Возникает важный вопрос: являются ли эти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Прежде всего имеется функциональная зависимость, связывающая радиус звезды, ее болометрическую светимость и поверхностную температуру. Эта зависимость представляется простой формулой ( * ) и является тривиальной. Наряду с этим, однако, давно уже была обнаружена зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом (или, что фактически одно и то же,- цветом). Эту зависимость эмпирически установили (независимо) на большом статистическом материале еще в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Рассел.

Рождение звезд

Межзвездный газ

Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - это объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас на несравненно большие расстояния. Ньютон был первым, кто правильно оценил расстояния до звезд. Два столетия после великого английского ученого почти всеми молчаливо принималось, что чудовищно больших размеров пространство, в котором находятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь отдельные астрономы время от времени поднимали вопрос о возможном поглощении света в межзвездной среде. Только в самом начале XX столетия немецкий астроном Гартман убедительно доказал, что пространство между звездами представляет собой отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой, но вполне определенной плотностью. Это выдающиеся открытие, так же как и многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа.