Макар че звездите изглеждат като светли точки върху небесната сфера, те са огромни самосветещи газови кълба с много висока температура, каквото е и Слънцето. При тази температура веществото в звездите е в състояние на газова плазма, тоест атомите са йонизирани, като съществуват положителни йони и електрони.
Разстояния
Разстоянието до една звезда r е измерва с нейния годишен паралакс. Така се нарича ъгълът p, под който от звездата се вижда радиусът на земната орбита. Поради това, че разстоянията до звездите са огромни, удобно е те да се измерват с големи единици. Такива са светлинната година и парсекът.
- Светлинна година е разстоянието, което светлинният лъч изминава за една година.
- Парсек е разстоянието, от което радиусът на земната орбита би се виждал под ъгъл 1''.
Движение на звездите в пространството
Разстоянията между звездите са огромни. Средното разстояние между две съседни звезди е 1-2 pc. При такива взаимни разстояние звездите практически не си взаимодействат с гравитационни и други сили. Тогава съгласно първия закон на Нютон в механиката звездите трябва да се движат в пространството равномерно и праволинейно.
Скоростта на една звезда в пространството може да се разложки на две компоненти - едната по зрителния лъч, а другата перпендикулярна на нея. Големинаа на първата компонента може да се измери по големината на преместването на линиите в спектъра на звездата съгласно ефекта на Доплер. Така се получава лъчевата скорост на звездата. За да получим тангенциалната компонента, трябва да измерим ъгловоото преместване на звездаа по небесната сфера. Това преместване за една година се нарича собствено движение на звездата. Макар че взаимните разположения на звездите по небесната сфера изглеждат неизменни, внимателното сравняване на координатите на звездите през големи интервали от време на време дава възможност да се измерят собствените движения на голяма част от звезди. По така намерените компоненти се определят пространствените скорости на звездите, които се оказват от порядъка на десетки и стотици километри в секунда.
Видима и абсолютна звездна величина. Светимост
Количеството светлинан енергия, излъчвана от една звезда, е съществена нейна характеристика. За да можем да го определим, трябва да знаем преди всичко количеството енергия, достигащо то звездата до нас.
Количеството светлинна енергия, която пада за единица време върху единица площ, се нарича осветеност на тази повърхност.
В астрофизиката осветеността, която създава една звезда върху дадена повърхност, е една от величините, които могат да бъдат измерени непосредствено от наблюдение. Например осветеността, която светлината, идваща от една звезда, създава върху ретината на окото, предизвиква усещането за блясък на звездата.
- Блясъкът или осветеността от звездите, измерена в логаритмичната скала, се изразява в единици, анречени видими звездни величини.
- Звезди от първа звездна величина (означена с 1m) създават 2512 пъти по-голяма осветеност, отколкото звезди от втора величина, които от своя страна дават осветеност 2512 пъти повече от трета звездна величина и т.н.
- Видимата звездна величина на една звезда не ни говори за общото количество енергия, излъчвано от звездата. Например малка, сравнително хладна звезда, ако е близо до нас, ще има по-малка видима звездна величина (ще изглежда по-бляскава) от горещ гигант, който обаче е много далеч. За да се намери отношението между действително излъчваните количетства светлинна енергия на звездите, отнасяме осветеностите, създадени от тях, към общо за всички звезди стандартно разстояние 10 pc.
- Звездната величина, която би имала една звезда, ако я наблюдаваме от разстояние 10 pc, се нарича абсолютна звездна величина. Общото количество енергия, излъчено от една звезда за една секунда, се нарича светимост на тази звезда.
Ако разглеждаме звездата като абсолютно черно тяло, всяка единица повърхност от нея за единица време излъчва енергия, съгласно закона на Стефан-Болцман.
Светимостта на Слънцето може да бъде определена от така наречената Слънчева константа - количеството енергия, получавано за една минута от повърхност с размер 1 кубичен сантиметър, поставена перпендикулярно на слънчевите лъчи на разстояние от Слънцето, равно на разстоянието от Земята до него. Многобройни щателни измервания, включително и с изкуствени спътници на Земята и междупланетни станции, дават за тази величина:
Q=2*(cal/cm2min)=0,14*(W/cm2). Тази величина, уможена с повърхността на сфера с радиуса 1 a.e., дава светимостта на Слънцето, която е 4*1026 W. Известни са звезди със светимост от порядъка на стотици хиляди пъти по-голяма от светимостта на Слънцето, както и такива със светимост стотици хиляди пъти по-малка. Така звездата S от южното съзвездие Златна рибка има светимост милион пъти по-голяма от тази на Слънцето, докато една от звездите в двойката Волф 1055 е със светимост 700 000 пъти по-слаба от тази на Слънцето. Между светимостта L и абсолютната звездна величина М е в сила същото съотношение, както между осветеността Е и видимата звездна величина m.
lg(L1/L2)=-0,4(M1-M2).
Обикновено за звезда, с която се сравняват характеристиките на звездите, се приема Слънцето. Светимостта на Слънцето се приема за единица. Формулата по-долу дава възможност, ако знаем разстоянието и видимата звездна величина, да намерим абсолютната звездна величина на звездата. От нея можем да определим разстоянието до една звезда.
Lgr=1+0,2(m-M), ако познаваме видимата и абсолютната звездна величина на звездата.
Радиуси на звездите
отличават се значително по-малко от светимостите. Най-голямата от звездите с известен радиус е инфрачервената компонена на двойната звезда епсилон от съзвездието Колар. Нейният радиус е 3 000 пъти по-голям от рдиуса на Слънцето. Радиусите на белите джуджета са стотици пъти по-малки от радиуса на Слънцето. Намерените през последните години неутронни звезди имат обаче радиуси само няколко километра.
Масите на звездите варират в още по-тесни граници. Най-големите известни маси са десетки пъти по-големи от масата на Слънцето, а най-малките са до стотни части от слънчевата маса.
Спектри на звездите
Всички звезди имат непрекъснат спектър, в който, както и в спектъра на Слънцето, се наблюдават множество тъмни абсорбционни линии. Непрекъснатият спектър се формира в най-външните достатъчно плътни и непрозрачни слоеве на звездите. Външните по-разредени и по-хладни слоеве образуват атмосферата на звездата. В тях се формират тъмните линии в спектъра.
В спектрите на звездите се сдъържа богата информация за физическите условия в звездните атмосфери. По особеностите на спектралните линии се съди за плътността, температурата и силата на гравитационното поле в атмосферата на една звезда, а също и за други физически характеристики. По линиите на елементи и техни йони, които се наблюдават в спектъра, се получава химичният състав на звездата. Този състав е сходен за всички звезди с химическия състав на Слънцето: около 70% по тегло е водород, 28% хелий и 1-2 % - всички останали елементи. Този факт показва материалното единство на света.
Спектрите на звездите се разделят по интензивността на спектралните линии в тях. Сходните помежду си спектир се обединяват в групи, наречени спектрални класове или типове. Те са означени с букви от латинската азбука: O, B, A, F, G, K и M.
Температура
Звездите от различните спектрални класове имат и различна температура. Звездите от клас O са синкави, от B - синкаво-бели, от А - бели, от F - жълто-бели, от G, към който принадлежи Слънцето - жълти, от K - оранжеви и от М - червени. Това изменение на цвета се дължи на различната температура на звездите от различните спектрални класове и се обяснява със закона на Вин.
Излъчването на звездите се различава от излъчването на абсолютно черно тяло. Изучаването на разпределението на енергията в непрекъснатия спектър на една звезда и сравняването му с кривите на Планк за излъчването на абсолютно черно тяло с различна температура позволява да се намери температурата на повърхността на звездата. Средно можем да кажем, че Слънцето излъчва като абсолютно черно тяло се темпертура 6 000 К. Тази температура се нарича ефективна и влиза във формулата: L=4пиR2сигмаT4eff
По подобен начин, като се използват законите за излъчването на абсолютно черно тяло, се намират ефективните температури на звездите. Те варират в интервал от няколко десетки до няколко хиляди градуса. Най-висока температура имат сините и синкаво-белите звезди от клас O и B, а най-ниска - червените от клас M. Температурата на повърхността на звездите се променя с изменението на спектралния клас.
Изменението на характеристиките на спектъра се обяснява с изменението на температурата. Както е известно, линните от видимата област на спектъра се образуват при прескачане на електрона от първо възбудено ниво на по-високи енергитични нива. Това става при поглъщане на определени кванти лъчиста енергия, идващи то по-горещите вътрешни слоеве на звездите. В атмосферите на звездите от клас M и K температурата е ниска. Поради това малко водородни атоми се намират във възбудено състояние. Ето защо в спектрите на звездите от тези класове водородните линии са слаби. С увеличение на температурата все повече водородни атоми преминават във възбудено състояние и интензитетът на тези линии расте към клас G през F до A, където става максимален. Интензитетът на линиите при по-нататъшното увеличение на температурата към клас B намалява. Това се обяснява с йонизирането на все по-голяма част от водородните атоми, благодарение на което относителният брой на неутралните атоми намалява.
По аналогичен начин се обяснява изменението на интензитета на линиите на други атоми и техните йони. Но хелиевите атоми например изискват по-висока енергия на възбуждане в сравнение с тези на водорода. Затова линиите на този елемент се наблюдават само при звезди с висока температура (над 10 000 К) в класове B и O.
От казаното е вижда, че макар спектралната класификация на звездите да е възникнала преди да бъде известен механизмът на образуването на линиите в спектъра, тя се оказва температурна класификация - звездите се подреждат в спектрални класове по изменението на тяхната температура.
Диаграма на Херцшпрунг - Ръсел
Две от характеристиките на звездите, които дават съществена информация за физическата същност на тези космически тела са тяхната светимост, която представлява мощта на излъчването на една звезда, и спектралният клас, който е свързан с температурата на повърхността ѝ. Светимостта се изразява най-често с помощта на абсолютната звездна величина на звездата. Зависимостта между тези две физически характеристики на звездите дава диаграмата на Херцшпрунг - Ръсел (по имената на астрономите, които първи са я построли. По абцисната ос се нанася спектрания клас, а по оординатата - абсолютната звездна величина). Положението на една звезда в дадена точка от диаграмата се определя от нейните физически характеристики, получени от наблюденията. Ето защо диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел спомага да се установи зависимостта между тези две характеристики. Звезди с най-голяма светимост са разположени най-горе, а най-горещите - в най-лявата част на диаграмата. Звездите не са разпределени безпорядъчно по нея. Това означава, че не съществуват всевъзможни комбинации между температурата и мощта на излъчване на звездите. Голяма част от звездите са групирани в така наречената главна последователност - ивица от звезди, разположени почти по диагонала от горнияляв ъгъл до долния десен ъгъл на диаграмата. В тази последователност попада и Слънцето. В дясната част на диаграмата при даден спектрален клас, или все едно с дадена температура, попадат звезди с ниска и висока светимост. От светимостта L=4пиR2сигмаT4eff следва, че звездите с ниска светимост при една и съща температура са с по-малки размери от тези с висока светимост. Звездите с ниска светимост и малки размери наричаме джуджета, а звездите с висока светимост и големи размери биват гиганти и свръхгиганти.
Особено интересни са така наречените бели джуджета. Това са звезди с висока температура (спектрален клас около А), но с необикновено ниска за тази температура светимост. Ниската светимост се обяснява с необикновено малките размери на тези звезди. Така например спътникът на най-светлата звезда върху небето - Сириус - има диаметър само около 3 пъти по-голям от диаметъра на Земята. Средната плътност на белите джуджета е хиляди пъти по-голяма от плътността на водата.
Огромната, несъществуваща на Земята плътност на белите джуджета се обяснява по следния начин. Както е известно, атомите се състоят от ядро, в което е съсредоточена почит цялата маса на атома, на значително разстояние около което обикалят електрони. Най-голяма плътност има веществото, когато атомите са плътно допрени един до друг. При много високи температури обаче атомите могат да бъдат изцяло йонизирани, тоест лишени от всички свои електрони. Тогава при високи налягания ядрата могат да бъдат много по-близо едно до друго. Такова състояние на веществото се нарича изродено. Такъв е случаят с белите джуджета при огромните температури и налягания, които господстват в техните ядра.
Белите джуджета а един пример за това, как в "естествената лаборатория", каквато е Вселената, можем да изследваме свойствата на веществото при условия, каквито не могат да се постигнат в земните лаборатории.
Диаграмата Херцшпрунг-Ръсел играе основна роля в много от изследванията в астрономията. Мястото, което заема една звезда върху нея, отразява две от основните физически характеристики на космическите тела. Тези две характеристики се изменят при еволюцията на звездите. Ето защо еволюирайки, звездите се движат по диаграмата по линии, които сенаричат еволюционни трекове.
Двойни звезди
Средно разстояние между две съседни звезди е 1-2 pc. Това е разстояието, при което звездите се разглеждат като изолирани едно от друго космически тела. Напоследък все повече се разпространява възгледът, че около половината от звездите са двойни, тоест състоят се от две звезди, които се намират на по-малки разстояния. Съществуват и кратни системи от повече от две звезди. В зависимост от начина, по който откриваме двойната природа на една звезда, двойните звезди биват три вида.
При визуално-двойните двете звезди се виждат разделени една от друга при наблюдение с телескоп. Това са близки до нас или сравнително раздалечени една от друга двойки. При тях се наблюдава орбитално движение на едната звезда спрямо другата, което се обяснява, както и движението на планетите около Слънцето, с взаимното притегляне на звездите по закона на Нютон.
Спектрално-двойните са толкова близки двойни, че не се виждат разделени и в силен телескоп, а двойната им природа се открива по периодични премествания на линиите в техния спектър следствие на орбиталното движение. При фотометрично-двойните или затъмнително-променливит звезди се наблюдава периодично изменение на сумарния блясък следствие на закриването на едната звезда от другата при орбиталното движение на двойната система. Типичка такава звезда е Алгол (бета от съзвездието Персей).
Двойните звезди имат голямо значение в астрономията. Те са основният източник на информация за масите на звездите.
Изучаването на двойните звезди има важно мирогледно значение. То се вижда от следното. Слънцето с планетите, обикалящи около него, може да се разглежда по-скоро като двойна (Слънце + планети), отколкото като единична звезда. Астрономията дава възможност да се открие съществуването на други звезди, които се движат подобно на Слънцето. Такива звезди се невидими спътници - планети, са доказателство, че нашата Слънчева система не е изключителен случай и че планети, на които възниква живот, трябва да съществуват във Вселената. Върху много оттях е възможно животът да е еволюирал до образуването на разумни същества.
Променливи звезди
Променливи наричаме звездите с променлив блясък. Те се делят на затъмнително-променливи, където изменението на блясъка става по геометрични причини. пример за такива звезди са фотометрично-двойните. При изменението на техния блясък не се променя количеството излъчвана енергия от звездата. Съществуват звезди, наречени физически променливи звезди, при които промяната на блясъка се дължи на изменение на количеството излъчвана енергия. В зависимост от механизма на промяна на блясъка, физическите променливи биват пулсирани и еруптивни. При първите изменението на блясъка става вследствие на пулсиране - увеличаване и намаляване на размерите на звездата, а при вторите - вследствие на взривни процеси в звездата. Пулсирането много често става с постоянен период.
Едни от най-интересните пулсиращи променливи са цефеидите, наречени така по един от техните представители - звезда от съзвездието Цефей. Това са звезди, на коиуто блясъкът се променя с периоди от едно до няколко десетки денонощия. При тези звезди се наблюдава линейна зависимост между абсолютната звездна величина и логаритъма от периода на изменение на блясъка. Тази зависимост дава възможност по периода на изменение на блясъка да се намери абсолютната звездна величина M и като се знае от наблюдение видимата звездна величина m, да се определи разстоянието до звездата от формулата:
Lgr=1+0,2(m-M).
Изменението на блясъка на еруптивните променливи става неправилно. Много от типовете такива звезди се разглеждат като представители на звезди от протозвездна или много ранна фаза от своята еволюция. Още повече, че повечето от тях се наблюдават в газови мъглявини.
Характерен тип еруптивни променливи звезди са новите. Това са звезди, които внезапно увеличават блясъка си десетки хиляди пъти, след което по-бавно се връщат в нормалното си състояние на светена. За голяма част от тези звезди е установно, че са двойни, една от компонентите на които избухва, увеличава размерите си и отделя от себе си газова обвива, която постепенно се разсейва.
Несравнимо по-мощни са взривовете, които стават в свръхновите звезди. Една такава увеличава блясъка си милиарди пъти и той става сравним със сумарния блясък на една цяла галаткика. Има основание да се смята, че наблюдаваните от Тихо Брахе и Кеплер съответно в 1572 г. и 1604 г. "нови" звезди са били свръхнови, избухнали в нашата Галактика. Такава свръхнова звезда в Галактиката е била записана в древни летописи "звезда-гост", появила се през 1054 г. На мястото, където е избухнала тази звезда, днес се наблюдава интересната в много отношения газова мъглявина, наречена Ракообразна. Ракообразната мъглявина е източник на мощно излъчване и на рентгенови лъчи. Близо до центъра ѝ се вижда двойна звезда, една от компонентите на които е пулсар. Така се наричат откритите през 1967 г. неизвестни дотогава космически обекти, които се характеризират с периодично излъчвани от тях през средно около една секунда радиоимпулси. Пулсарът в Ракообразната мъглявина, наречен NP 0532, има период 0,033 секунди. Беше открито, че звездата, отъждествявана с пулсара NP 0532, излъчва видими лъчи и рентгенови лъчи със същия период.
Теоритичното търсене на причина, която да обяснява периодичните импулси в излъчването на пулсарите, довежда до извода, че това са обекти с много малки размери и невероятни плътности. Такива могат да бъдат и така наречените неутронни звезди. При тях не само атомите, но и ядрата на атомите са разрушени и веществото се състои от близки един до друг неутрони.