Классификация звезд

Весьма интересен  вопрос о том, каких звезд в  нашей Галактике больше: гигантов или карликов. Если произвести подсчет звезд, видимых нами на небе, то окажется, что громадное число – это гиганты. Но если мы сделаем подсчет звезд ближайших окрестностей Солнца в объеме шара радиусом в 4 парсека, то окажется, что в этом объеме будет находиться минимум гигантов, остальные все карлики. Такое несоответствие вполне понятно, так как карлики могут быть видны только в самых ближайших окрестностях Солнца, а гиганты могут быть видны на самых громадных расстояниях.

По анализу  спектральных линий можно вычислить скорость вращения звезд. У некоторых звезд скорость вращения на экваторе достигает 250 км/с, скорость вращения Солнца 2 км/с.

Другой классификационной  характеристикой является линейный диаметр звезд. По своим диаметрам  звезды весьма разнообразны: отношение самого большого из известных радиусов к самому малому составляет около 290000.   

                              3. ДВОЙНЫЕ И ПЕРЕМЕННЫЕ  ЗВЕЗДЫ

Двойными звездами называются пары звезд, находящиеся  на очень близком угловом расстоянии друг от друга.

Различают две группы двойных звезд: оптические и физические. Оптические (визуально-двойные) представляют собой просто случайное соединение двух звезд на одном и том же луче зрения. На самом же деле они могут быть удалены друг от друга на многие парсеки. С течением времени они разойдутся настолько, что не будут представлять собой двойной звезды.

Физические двойные  звезды представляют собой пары звезд, которые фактически находятся близко одна от другой и которые связаны  в физические системы взаимным тяготением. Эти звезды представляют большой интерес, так как дают много важного материала для познания природы звезд. Если звезд более двух, то говорят о т.н. кратных системах. Физически двойные звезды бывают спектрально-двойные и затменные (см. ниже). Спектрально-двойными называются звезды, двойственность которых обнаруживается исключительно при помощи спектрального анализа.

Переменные звёзды разделяются на два основных класса: затменные переменные и физические переменные. К первому классу относятся такие переменные, изменение блеска которых происходит, вследствие затмений одной звезды другой и создании при этом различных геометрических эффектов. Затменные переменные есть вместе с тем и двойные звезды (не путать с оптическими двойными, находящимися на большом расстоянии друг от друга). Характерным представителем этого типа звезд является Алголь в созвездии Персея.

Переменные звезды, у которых изменение блеска обусловливается  внутренними процессами, происходящими  в самих звездах, называются физическими  переменными. Первая переменная открыта еще в 1595 г. – Дивная Кита, амплитуда колебания ее блеска от 2 до 9 звездных величин.

Физические переменные разделяются на следующие основные классы:

1. Пульсирующие  звезды – их яркость меняется  из-за колебания размеров. Среди  пульсирующих звезд выделяют:

·  цефеиды – молодые переменные, имеющие правильную кривую изменения блеска. Это звезды высокой светимости и умеренной температуры – желтые сверхгиганты. Периоды изменения блеска цефеид колеблются в широких пределах от 80 мин. до 45 суток. Долгопериодическими цефеидами называются такие, у которых периоды больше одних суток, короткопериодическими – меньше одних суток;

·  мириды – красные гиганты, меняющие блеск на несколько звездных величин, с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет;

·  пульсирующие типа RR Лиры – самые старые звезды, встречаются в шаровых звездных скоплениях, возраст которых свыше 12 млрд. лет.

2. Взрывные, новоподобные  звезды – двойные звездные  системы, где расстояние между  компонентами ненамного превосходит их размеры. Компонентное вещество с менее плотной звезды перетекает на более плотную (как правило, белый карлик). Обычно приводит к вспышке новой звезды.

3. Карликовые  новые – отмечаются вспышки,  но менее масштабные и менее  продолжительные, чем у взрывных звезд.

4. Сверхновые  – звезды, переживающие один из  последних этапов жизни, катастрофически  сжимаются, лишившись основных  источников термоядерной энергии.

5. Орионовые  переменные – самые молодые  звезды, недавно сформировавшиеся  в областях концентрации межзвездного газа.

6. Переменные  типа R Северной Короны – звезды, осуществляющие т.н. «вспышки  наоборот». Блеск таких звезд  неожиданно падает на несколько  звездных величин, а потом медленно, в течение нескольких недель  или месяцев восстанавливается.

Также иногда переменные звезды делят на правильные, полуправильные и неправильные переменные, в зависимости  от закономерностей колебания.

Приведенная классификация  двойных и переменных звезд дана далеко не в полном масштабе, существует множество других групп и классов, изучение которых выходит за рамки данной работы.

Некоторым особняком  в ряду переменных звезд стоят  пульсары (пульсирующие источники радиоизлучения) – нейтронные звезды и черные дыры. Это остатки сверхновых звезд, сжавшиеся  до огромной плотности. Притяжение пульсаров не может преодолеть даже испущенный ими самими свет (отсюда название – черные дыры). 

                                         ЗАКЛЮЧЕНИЕ

На протяжении многих веков астрономия накапливала  данные о звездах. На основании этих данных строятся различные классификационные системы. В данной работе мы рассмотрели некоторые классификационные характеристики.

По нахождению на различных стадиях своей жизни  звезды бывают голубыми и красными гигантами, белыми карликами, нейтронными  звездами или черными дырами.

Классифицируя звезды по химическому составу, ориентируются  на содержание в них элементов, тяжелее  гелия. Этих элементов, как правило, не более 2%, но они определяют, к какой  группе принадлежит звезда.

Основой классификации  звезд служат их физические характеристики – блеск, светимость, размер, температура, масса. Звезды классифицируются по «звездной» и абсолютной величине, по светимости и цвету, по степени ионизации элементов. Наиболее наглядно группы звезд отражены в диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Изучая физические характеристики можно сделать предположение, что все звезды имеют более-менее одинаковую массу, в то время как все другие характеристики изменяются в сотни тысяч и многие миллионы раз.

Большой интерес  представляет классификация и изучение двойных и переменных звезд.

Двойные звезды и кратные системы могут быть оптически и физически дойными. Их двойственность объясняется соответственно геометрическими эффектами и  физическим взаимодействием.

Переменные звезды бывают затменные и физические. Переменность затменных звезд объясняется опять-таки геометрическими эффектами, а физических переменных – внутренними процессами.

В настоящее  время классификация звезд непрерывно дополняется и совершенствуется.