БОЛЬШАЯ СОВЕТСКАЯ ЭНЦИКЛОПЕДИЯ, БСЭ БОЛЬШАЯ СОВЕТСКАЯ ЭНЦИКЛОПЕДИЯ, БСЭ
Навигация:

Библиотека DJVU
Photogallery

БСЭ

Статистика:


Звёзды

Значение слова "Звёзды" в Большой Советской Энциклопедии


Звёзды, самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше Звёзды только благодаря близости
его к Земле: от Солнца до Земли свет идёт 81/3 мин, а от ближайшей звезды (Центавра — 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли Звёзды и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число Звёзды, видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды Звёзды

  Общие сведения о звёздах. Краткая история изучения звёзд. Изучение Звёзды было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время Звёзды считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (4 в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что Звёзды — это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (немецкий астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная Звёзды, а в 1650 (италийский учёный Дж. Риччоли) — первая двойная Звёзды В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх Звёзды В середине и во 2-й половине 18 в. русский учёный М. В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в которую входит Солнце. В 1835—39 русский астроном В. Я. Струве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких Звёзды В 60-х гг. 19 в. для изучения Звёзды применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Русский астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о Звёзды

  В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных представлениях о Звёзды Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура Звёзды, условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения Звёзды (наиболее важные результаты были получены немецкими учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учёным С. А. Жевакиным). В середине 20 в. исследования Звёзды приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (американские учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский учёный Ф. Хойл, японский учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах Звёзды (советские учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голландский учёный Я. Оорт, советские учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.).

  Параметры звёзд. Основные характеристики Звёзды — масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме основных параметров, употребляются их производные: эффективная температура; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере Звёзды; абсолютная звёздная величина (т. е. звёздная величина, которую имела бы Звёзды на стандартном расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звёздных величин, определённых в двух разных спектральных областях).

  Звёздный мир чрезвычайно многообразен. Некоторые Звёзды в миллионы раз больше (по объёму) и ярче Солнца (звёзды-гиганты); в то же время имеется множество Звёзды, которые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значительно уступают Солнцу (звёзды-карлики) (см. рис. 1). Разнообразны и светимости Звёзды; так, светимость Звёзды S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. Звёзды бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Средняя плотность ряда гигантских Звёзды в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а средняя плотность т. н. белых карликов, наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды. Массы Звёзды различаются меньше.

  У некоторых типов Звёзды блеск периодически изменяется; такие Звёзды называются переменными звёздами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звёздах. При этом за несколько суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от неё отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем Звёзды вновь сжимается до небольших размеров. Ещё большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звёзд.

  Изучение спектров Звёзды позволяет определить химический состав их атмосфер. Звёзды, как и Солнце, состоят из тех же химических элементов, что и все тела на Земле.

  В Звёзды преобладают водород (около 70% по весу) и гелий (около 25%); остальные элементы (среди них наиболее обильны кислород, азот, железо, углерод, неон) встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны лишь внешние слои Звёзды Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутреннего строения Звёзды и источников звёздной энергии.

  Солнце по всем признакам является рядовой Звёзды Имеются все основания предполагать, что многие Звёзды, как и Солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстояния пока ещё не удаётся непосредственно увидеть такие спутники Звёзды даже в самые мощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования, тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчёты. В 1938 шведский астроном Э. Хольмберг заподозрил, а позднее советский астроном А. Н. Дейч и др. установили существование невидимых спутников у звезды 61 Лебедя и других близких к Солнцу Звёзды Наша планетная система, т. о., не является исключительным явлением. На многих планетах, окружающих другие Звёзды, также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения.

  Звёзды часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие Звёзды называются двойными звёздами. Встречаются также тройные и кратные

системы Звёзды

  Взаимное расположение Звёзды с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике. Звёзды образуют в пространстве огромные звёздные системы — галактики. В состав нашей Галактики (к которой принадлежит Солнце) входит более 100 млрд. Звёзды Изучение строения Галактики показывает, что многие Звёзды группируются в звёздные скопления, звёздные ассоциации и др. образования.

  Звёзды изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звёздная астрономия, рассматривающая Звёзды как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследует движение Звёзды, распределение их в Галактике и в скоплениях, различные статистические закономерности. Предметом изучения астрофизики являются физические процессы, происходящие в Звёзды, их излучение, строение, эволюция.

  Массы звёзд. Массы могут быть определены непосредственно лишь у двойных Звёзды на основе изучения их орбит. У спектрально-двойных Звёзды измерения смещений спектральных линий вследствие эффекта Доплера позволяют определить период обращения компонентов и проекции макс. скорости каждого компонента на луч зрения. Аналогичные измерения можно провести и у некоторых визуально-двойных Звёзды Этих данных достаточно для вычисления отношения масс компонентов. Абсолютные значения масс определяются, если система является в то же время и затменно-двойной, т. е. если её орбита видна с ребра и компоненты Звёзды попеременно закрывают друг друга. Изучение масс двойных Звёзды показывает, что между массами и светимостями Звёзды главной последовательности существует статистическая зависимость (см. «Масса — светимость» диаграмма). Эта зависимость, распространённая и на одиночные Звёзды, позволяет косвенно, определяя светимости Звёзды, оценивать и их массы.

  Светимости звёзд и расстояния до них. Основной метод определения расстояний до Звёзды состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далёких Звёзды, обусловленных обращением Земли вокруг Солнца. По смещению (параллаксу), величина которого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и само расстояние. Однако такой способ измерений применим только к ближайшим Звёзды

  Зная расстояние до Звёзды и её видимую звёздную величину m, можно найти абсолютную звёздную величину М по формуле:

  М = m +5-5 lg r,

  где r — расстояние до Звёзды, выраженное в парсеках. Определив средние абсолютные звёздные величины для Звёзды тех или иных спектральных классов и сопоставив с ними видимые звёздные величины отдельных Звёзды этих же классов, можно определить расстояния и до удалённых Звёзды, для которых параллактические смещения неощутимы (это т. н. спектральные параллаксы). Абсолютные звёздные величины некоторых типов переменных звёзд (например, цефеид) можно установить по величине периода изменения блеска, что также позволяет определять расстояния до них.

  Расстояния оцениваются также по систематическим компонентам лучевых скоростей и собственных движений звёзд, обусловленным особенностями вращения Галактики и движением Солнца (вместе с Землёй) в пространстве и зависящим, т. о., от удалённости Звёзды Чтобы исключить влияние собственных скоростей отдельных Звёзды, определяют расстояние сразу до большой группы их (статистические или групповые параллаксы).

  Наиболее яркие Звёзды приведены в табл. 1, ближайшие Звёзды — в табл. 2.

  Табл. 1.—Наиболее яркие звезды

Название

Видимая звёздная величина (систе-

ма V)

Спект-ральный класс и класс свети-

мости

Собст-
венное движе-
ние

Парал-

лакс

Лучевая скорость, км/сек

Тангенци-

альная скорость, км/сек

Абсолют-

ная звёздная величина (систе-

ма V)

Светимость (в единицах светимости Солнца)

a

Большого Пса

–1,46

А1 V

1,32“

0,375“

-8

17

+ 1,4

22,4

8,5

А5

+11,4

0,002

a

Киля

-0,75

F0 lb-ll

0,02

0,018

+20

5

-4,4

4700

a

Волопаса

-0,05

К2 IIIp

2,28

0.090

-5

120

-0,3

107

a

Лиры

+0,03

А0 V

0,34

0,123

-14

13

-+0,5

51

a

Центавра

0,06

G2 V

3,68

0,751

--22

23

+4,5

1,3

1,51

К5

+5,9

0,34

a

Возничего

0,08

G8 III

0,44

0,073

+30

29

-0,6

141

b

Ориона

0,13

В8 Iа

0,00

0,003

+24

0

-7,5

81000

a

Малого Пса

0,37

F5 IV-V

1,25

0,288

-3

20

+2,6

7,4

10,8

белый карлик

13,1

0,0004

a

Ориона

0,42 пер.

М2 lab

0,03

0,005

+21

28

-6,1

22400

a

Эридана

0,47

В5 IV

0,10

0,032

+19

15

-2,0

510

b

Центавра

0,59

В1 II

0,04

0,016

-12

11

-3,4

1860

a

Орла

0,76

А7 IV-V

0,66

0,198

-26

16

+2,3

9,8

a

Креста

0,79

В1 IV

0,04

0,008

-6

24

-4,7

6200

1,3

В1

-4,2

3700

a

Тельца

0,86

К5 III

0,20

0,048

+54

20

-0,7

155

13,6

М2 V

+11,8

0,0015

a

Скорпиона

0,91 пер.

MI la

0,03

0,019

-3

7

-2,7

980

6,8

В4

+3,2

4,1

a

Девы

0,97 пер.

В1 V

0,05

0,021

+1

11

-2,4

740

b

Близнецов

1,14

К0 III

0,62

0,093

+3

32

+1,0

32

a

Южной Рыбы

1,16

A3 V

0,37

0,144

+6

12

+2,0

13

a

Лебедя

1,25 пер.

А2 la

0,00

0,003

-3

0

-6,2

24 600

a

Льва

1,35 пер.

B7 V

0,24

0,039

+3

29

-0,7

155

7,6

К2

+5,6

0,45

13

 

+11

0,003

 

  Табл. 2.— Ближайшие звёзды

В Большой Советской Энциклопедии рядом со словом "Звёзды"

Аммония хлорид | Буква "З" | В начало | Буквосочетание "ЗВ" |


Статья про слово "Звёзды" в Большой Советской Энциклопедии была прочитана 2714 раз

Название

Видимая звёздная величина (система V)

Спектраль-

ный класс и класс светимости


Интересное