Звезды

это массивное самосветящееся небесное тело, состоящее из газа и плазмы, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции. Ближайшей к Земле звездой является Солнце, другие звёзды на ночном небе выглядят как точки различной яркости, сохраняющие своё взаимное расположение. Звёзды различаются структурой и химическим составом, а такие параметры, как радиус, масса и светимость, у разных звёзд могут отличаться на порядки.

В конце 16 в. Дж. Бруно утверждал, что звёзды – это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 г. немецкий астроном Й. Фабрициус впервые описал наблюдение переменной звёзды (Миры Кита). В 1718 г. Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх звёзд. В 1836–1839 гг. В. Я. Струве, Ф. В. Бессель и Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких звёзд. С середины 19 в. для изучения звёзд стали использоваться фотография и спектроскопия. В 1863 г. итальянский астроном А. Секки предложил первую спектральную классификацию звёзд. В 1900 г. А. А. Белопольский экспериментально доказал справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдательных данных и развитие физики расширили представление о звёздах.

Типы звёзд

• Be-звезда
• Нейтронные
• Двойные
• Тройные
• Переменные
• Жёлтый карлик
• Оболочечная звезда
• Неправильная переменная
• Мирида
• Вспыхивающая звезда
• Белый карлик
• Звезда Вольфа — Райе
• Магнетар
• Пульсар

Связанные понятия и объекты

• Блицар
• Великолепная семёрка (астрономия)
• Объект Торна — Житков
• Предел Оппенгеймера — Волкова
• Предел Чандрасекара
• Радиотихая нейтронная звезда

Как рождаются звезды

Что такое звезда главной последовательности?

Структура звезды

Звёздная атмосфера — область, в которой формируется непосредственно наблюдаемое излучение. Фотосфера — самая нижняя, непрозрачная часть атмосферы. В ней формируется непрерывный спектр излучения, а сама она при наблюдениях в оптическом диапазоне выглядит как поверхность звезды. С ней же связано явление потемнения к краю, из-за которого края звезды оказываются тусклее центральных областей: например, у Солнца в видимом диапазоне края тусклее центра на 40 %. Температура фотосферы Солнца составляет 6500 K, а плотность — 5⋅10−4 кг/м3. Обращающий слой находится над фотосферой и по сравнению с ней имеет более низкую температуру и плотность. В нём образуются линии поглощения в спектре. У Солнца температура этого слоя составляет около 4500 K, а плотность — 10−7 кг/м3.

Хромосфера — слой звёздной атмосферы с более высокой температурой, чем у фотосферы, который создаёт эмиссионные линии в спектре. Температура хромосферы Солнца составляет 10 000 K, но её яркость в 100 раз меньше, чем у фотосферы. Этот слой отсутствует у горячих звёзд.

Корона — внешний слой звёздной атмосферы с очень высокой температурой, но очень низкой плотностью и яркостью. В этой области происходит излучение преимущественно в рентгеновском диапазоне, и мощность в этом слое не превышает 10−3 общей светимости звезды; для Солнца она составляет 10−6 L⊙. Из-за низкой светимости в оптическом диапазоне корона наблюдалась только у Солнца и только во время полных солнечных затмений. Температура солнечной короны составляет 1,5 млн кельвинов, но у некоторых звёзд может достигать 10 млн K.

У многих звёзд наблюдается звёздный ветер — стационарное истечение вещества из атмосферы в космос. Наиболее мощный звёздный ветер наблюдается у массивных звёзд; у маломассивных звёзд он уносит небольшую часть массы, но со временем значительно замедляет их вращение вокруг оси. Наличие звёздного ветра означает, что атмосфера звезды неустойчива.

Что означает цвет звезды?

Что за звезда наше Солнце?