Звёзды - definitie. Wat is Звёзды
Diclib.com
Woordenboek ChatGPT
Voer een woord of zin in in een taal naar keuze 👆
Taal:

Vertaling en analyse van woorden door kunstmatige intelligentie ChatGPT

Op deze pagina kunt u een gedetailleerde analyse krijgen van een woord of zin, geproduceerd met behulp van de beste kunstmatige intelligentietechnologie tot nu toe:

  • hoe het woord wordt gebruikt
  • gebruiksfrequentie
  • het wordt vaker gebruikt in mondelinge of schriftelijke toespraken
  • opties voor woordvertaling
  • Gebruiksvoorbeelden (meerdere zinnen met vertaling)
  • etymologie

Wat (wie) is Звёзды - definitie

МАССИВНОЕ НЕБЕСНОЕ ТЕЛО, СОСТОЯЩЕЕ ИЗ ГАЗА И ПЛАЗМЫ, И СПОСОБНОЕ К ПОДДЕРЖАНИЮ ТЕРОМОЯДЕРНЫХ РЕАКЦИЙ
Звёзды; Ядро звезды; Звезды
  • 220x220пкс
  • главной последовательности]] различных масс
  • Рассеянное звёздное скопление [[NGC 265]]
  • Эволюционные треки протозвёзд разной массы (синий цвет) и их изохроны (отмечены разными цветами)
  • 450x450пкс
  • Эволюционные треки звёзд различной массы после главной последовательности

Звёзды         

самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше З. 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 З. и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число З., видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды З.

Общие сведения о звёздах. Краткая история изучения звёзд. Изучение З. 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 З. 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 З. - это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (немецкий астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная З., а в 1650 (италийский учёный Дж. Риччоли) - первая двойная З. В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх З. 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 З. В 60-х гг. 19 в. для изучения З. 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 З.

В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных представлениях о З. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура З., 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 З. (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 З. 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 З. (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 З. - 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 З.; абсолютная Звёздная величина (т. е. звёздная величина, которую имела бы З. на стандартном расстоянии 10 парсек); Показатель цвета (разность звёздных величин, определённых в двух разных спектральных областях).

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

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

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

В З. 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 З. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутреннего строения З. и источников звёздной энергии.

Солнце по всем признакам является рядовой З. Имеются все основания предполагать, что многие З., как и Солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстояния пока ещё не удаётся непосредственно увидеть такие спутники З. 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 З. Наша планетная система, т. о., не является исключительным явлением. На многих планетах, окружающих другие З., также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения.

З. часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие З. называются двойными звёздами (См. Двойные звёзды). Встречаются также тройные и кратные

системы З.

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

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

Массы звёзд. Массы могут быть определены непосредственно лишь у двойных З. на основе изучения их орбит. У спектрально-двойных З. 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 З. 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 З. попеременно закрывают друг друга. Изучение масс двойных З. показывает, что между массами и светимостями З. главной последовательности существует статистическая зависимость (см. "Масса - светимость" диаграмма (См. Масса-светимость диаграмма)). Эта зависимость, распространённая и на одиночные З., позволяет косвенно, определяя светимости З., оценивать и их массы.

Светимости звёзд и расстояния до них. Основной метод определения расстояний до З. состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далёких З., 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 З.

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

М = m +5-5 lg r,

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

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

Наиболее яркие З. приведены в табл. 1, ближайшие З. - в табл. 2.

Табл. 1.-Наиболее яркие звезды

----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

| Название | Видимая | Спект- | Собст- | Парал- | Лучевая | Тангенци- | Абсолют- | Светимость |

| | звёздная | ральный | венное | лакс | скорость, | альная | ная | единицах |

| | величина | класс и | движе- | | км/сек | скорость, | звёздная | светимости |

| | (систе- | класс | ние | | | км/сек | величина | Солнца) |

| | ма V) | свети- | | | | | (систе- | |

| | | мости | | | | | ма V) | |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Большого Пса | -1,46 | А1 V | 1,32" | 0,375" | -8 | 17 | + 1,4 | 22,4 |

| | |-----------------------------------------| | | | |-------------------------------------------------|

| | | 8,5 | А5 | | | | | +11,4 | 0,002 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Киля | -0,75 | F0 lb-ll | 0,02 | 0,018 | +20 | 5 | -4,4 | 4700 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Волопаса | -0,05 | К2 IIIp | 2,28 | 0.090 | -5 | 120 | -0,3 | 107 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Лиры | +0,03 | А0 V | 0,34 | 0,123 | -14 | 13 | -+0,5 | 51 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Центавра | 0,06 | G2 V | 3,68 | 0,751 | --22 | 23 | +4,5 | 1,3 |

| | |-----------------------------------------| | | | |-------------------------------------------------|

| | | 1,51 | К5 | | | | | +5,9 | 0,34 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Возничего | 0,08 | G8 III | 0,44 | 0,073 | +30 | 29 | -0,6 | 141 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| β | Ориона | 0,13 | В8 | 0,00 | 0,003 | +24 | 0 | -7,5 | 81000 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Малого Пса | 0,37 | F5 IV-V | 1,25 | 0,288 | -3 | 20 | +2,6 | 7,4 |

| | |-----------------------------------------| | | | |-------------------------------------------------|

| | | 10,8 | белый | | | | | 13,1 | 0,0004 |

| | | | карлик | | | | | | |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Ориона | 0,42 пер. | М2 lab | 0,03 | 0,005 | +21 | 28 | -6,1 | 22400 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Эридана | 0,47 | В5 IV | 0,10 | 0,032 | +19 | 15 | -2,0 | 510 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| β | Центавра | 0,59 | В1 II | 0,04 | 0,016 | -12 | 11 | -3,4 | 1860 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Орла | 0,76 | А7 IV-V | 0,66 | 0,198 | -26 | 16 | +2,3 | 9,8 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Креста | 0,79 | В1 IV | 0,04 | 0,008 | -6 | 24 | -4,7 | 6200 |

| | |-----------------------------------------| | | | |-------------------------------------------------|

| | | 1,3 | В1 | | | | | -4,2 | 3700 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Тельца | 0,86 | К5 III | 0,20 | 0,048 | +54 | 20 | -0,7 | 155 |

| | |-----------------------------------------| | | | |-------------------------------------------------|

| | | 13,6 | М2 V | | | | | +11,8 | 0,0015 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Скорпиона | 0,91 пер. | MI la | 0,03 | 0,019 | -3 | 7 | -2,7 | 980 |

| | |-----------------------------------------| | | | |-------------------------------------------------|

| | | 6,8 | В4 | | | | | +3,2 | 4,1 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Девы | 0,97 пер. | В1 V | 0,05 | 0,021 | +1 | 11 | -2,4 | 740 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| β | Близнецов | 1,14 | К0 III | 0,62 | 0,093 | +3 | 32 | +1,0 | 32 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Южной Рыбы | 1,16 | A3 V | 0,37 | 0,144 | +6 | 12 | +2,0 | 13 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | Лебедя | 1,25 пер. | А2 la | 0,00 | 0,003 | -3 | 0 | -6,2 | 24 600 |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α | 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

----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

| Название | Видимая | Спектраль- | Собст- | Парал- | Расстоя- | Абсолютная |

| | звёздная | ный класс и | венное | лакс | ние, | звёздная |

| | величина | класс | движе- | | парсек | величина |

| | (система V) | светимости | ние | | | (система V) |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Ближайшая Центавра | 10,68 | М5е | 3,85" | 0,762" | 1,31 | +15,1 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α Центавра А | 0,32 | G2 V | 3,79 | 0,751 | 1,33 | +4,76 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| α Центавра В | 1,72 | K5 V | | | | +6,16 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Звезда Барнарда | 9,54 | М5 V | 10,30 | 0,545 | 1,83 | +13,22 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Вольф 359 | 13,66 | dM6e | 4,84 | 0,427 | 2,34 | +16,62 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| BD +36°2147 | 7,47 | M2V | 4,78 | 0,396 | 2,52 | +10,46 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Сириус А | -1,47 | А1 V | 1,32 | 0,375 | 2,66 | +1,42 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Сириус В | 8,67 | А5 | | | | +11,55 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Лейтен 726-8 (UV Кита) | 12,45 | dM6e | 3,36 | 0,371 | 2,69 | +15,3 |

| |------------------------------------------------| | | |-------------------------- |

| | 12,95 | dM6e | | | | +15,8 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Росс №154 | 10,6 | dM4e | 0,67 | 0,340 | 2,93 | +13,3 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Росс 248 | 12,24 | dM6e | 1,58 | 0,316 | 3,16 | +14,74 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| ε Эридана | 3,73 | К2 V | 0,97 | 0,303 | 3,30 | +6,14 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Росс 128 | 11,13 | dM5 | 1,40 | 0,298 | 3,34 | +13,50 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Лейтен 789-6 | 12,58 | dM6e | 3,27 | 0,298 | 3,34 | +14,9 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 61 Лебедя А | 5,19 | K5 V | 5,22 | 0,292 | 3,42 | +7,52 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 61 Лебедя В | 6,02 | K7 V | | | | +8,35 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Процион А | 0,34 | F5 IV-V | 1,25 | 0,288 | 3,48 | +2,67 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Процион В | 10,7 | dF | | | | +13,1 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| ε Индейца | 4,73 | K5 V | 4,67 | 0,285 | 3,50 | +7,0 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| BD +59° 1915 А | 8,90 | dM4 | 2,29 | 0,278 | 3,58 | +11,12 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| BD+59° 1915 В | 9,69 | dM5 | | | | +11,91 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| BD +43° 44A | 8,07 | MI V | 2,91 | 0,278 | 3,58 | +10,29 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| BD +43° 44В | 11,04 | M6 V | | | | +13,26 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| τ Кита | 3,50 | G8 Vp | 1,92 | 0,275 | 3,62 | +5,70 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| CD +36° 15693 | 7,39 | M2 V | 6,87 | 0,273 | 3,65 | +9,57 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| BD +5° 1668 | 9,82 | dM4 | 3,73 | 0,266 | 3,75 | +11,95 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| CD-39° 4192 | 6,72 | MOI | 3,46 | 0,255 | 3,90 | +8,75 |

|---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Звезда Каптейна | 8,8 | sdMO | 8,79 | 0,251 | 3,99 | +10,8 |

----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

Температуры и спектральные классы звёзд. Распределение энергии в спектрах раскалённых тел неодинаково; в зависимости от температуры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у З., изучение распределения энергии в звёздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их температуры (см. Температура в астрофизике). температуры З. определяют также по относительным интенсивностям некоторых линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс З. (см. Спектральная классификация звёзд). Спектральные классы З. зависят от температуры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звёзд С (ранее обозначавшихся R, N), а от класса К - побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие З. - ядра планетарных туманностей (класс Р) и Вольфа - Райе звёзды с широкими яркими линиями излучения в спектре (класс W). Зная механизм образования линий в спектрах, температуру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности З., связанное со средней плотностью её фотосферы, а следовательно, и размерами З. (плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температуры З. называется шкалой эффективных температур. Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения З. приходится на невидимые области спектра - ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютная звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра (болометрическая поправка), дают возможность найти полную Светимость звезды.

Радиусы звёзд. Зная эффективную температуру Tef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:

L=4πR2σT4ef

основанной на Стефана - Больцмана законе излучения (См. Стефана - Больцмана закон излучения) (σ - постоянная Стефана). Радиусы З. с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров (См. Звёздный интерферометр). У затменно-двойных З. могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты.

Вращение звёзд. Вращение З. изучается по их спектрам. При вращении один край диска З. удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре З., получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. З. ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100-200 км/сек и больше. Скорости вращения более холодных З. - значительно меньше (несколько км/сек). Уменьшение скорости вращения З. связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему её газо-пылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения З. принимает форму сплюснутого сфероида. Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего температура на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности З. возникают меридиональные течения от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубоких слоях З. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции.

Зависимости между звёздными параметрами. Массы З. заключены в пределах от 0,04 до 100 масс Солнца, светимости от 5∙10-4 до 105 светимостей Солнца, радиусы от 2∙10-1 до 103 радиусов Солнца. Эти параметры связаны определёнными зависимостями. Наиболее важные из них выявляются на диаграммах "спектр - светимость" (Герцшпрунга - Ресселла диаграммах) или "эффективная температура - светимость", и др. Почти все З. располагаются на таких диаграммах вдоль нескольких полос, схематически изображенных на рис. 2 и соответствующих различным последовательностям, пли классам светимости. Большинство З. расположено на главной последовательности (V класс светимости). Левый её конец образуют З. класса О с температурами 30 000-50 000°, правый - красные звёзды-карлики класса М с температурами 3000-4000°. На диаграмме видна последовательность гигантов (III класс), в которую входят З. высокой светимости (т. е. имеющие большие радиусы). Выше расположены последовательности ещё более ярких сверхгигантов Ia, Iв и II. (Принадлежность З. к числу карликов, гигантов и сверхгигантов обозначалась ранее буквами d, g и с перед спектральным классом.) Внизу диаграммы расположены белые карлики (VII), размеры которых сравнимы с размерами Земли при плотности порядка 106 г/см3. Кроме этих основных последовательностей, отмечаются субгиганты (IV) и субкарлики (VI).

Диаграмма Герцшпрунга - Ресселла нашла своё объяснение в теории внутреннего строения З.

Внутреннее строение звёзд. Поскольку недра З. недоступны непосредственным наблюдениям, внутреннее строение З. изучается путём построения теоретических звёздных моделей (См. Звёздные модели), которым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных З. В основе теории внутреннего строения обычных З. лежит представление о З. как о газовом шаре, находящемся в механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру З., и газовым давлением в недрах З., действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются и плотность и температура. Тепловое равновесие заключается в том, что температура З. - во всех её элементарных объёмах - практически не меняется со временем, т. е. что количество энергии, уходящей из каждого такого объёма, компенсируется приходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными или др. источниками.

Температуры обычных З. меняются от нескольких тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутреннего строения З. существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химическом составе З. и о механизме переноса энергии.

Основным механизмом переноса энергии в З. является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей З. наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в др. частях З. и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами поглощения в З. являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами.

Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии для большинства З. Однако в некоторых частях З., а в З. с малой массой - почти во всём объёме, существенную роль играет конвективный перенос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под влиянием различия температуры. Конвективный перенос, если он действует, гораздо эффективнее лучистого, но конвекция возникает только там, где водород или гелий ионизованы частично: в этом случае энергия их рекомбинации поддерживает движение газовых масс. У Солнца зона конвекции занимает слой от поверхности до глубины, равной около 0,1 его радиуса: ниже этого слоя водород и гелий ионизованы уже полностью. У холодных З. полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую часть объёма. Наоборот, у горячих З. водород и гелий полностью ионизованы, начиная почти от самой поверхности, поэтому у них нет внешней конвективной зоны. Однако они имеют конвективное ядро, где движения поддерживаются теплом, выделяющимся при ядерных реакциях.

Звёзды-гиганты и сверхгиганты устроены иначе, чем З. главной последовательности. Маленькое плотное ядро их (1\% радиуса) содержит 20-30\% массы, а остальная часть представляет собой протяжённую разреженную оболочку, простирающуюся на расстояния, составляющие десятки и сотни солнечных радиусов. температуры ядер достигают 100 млн. градусов и более. Белые карлики по существу представляют собой те же ядра гигантов, но лишённые оболочки и остывшие до 8-10 тыс. градусов. Плотный газ ядер и белых карликов обладает особыми свойствами, отличными от свойств идеального газа. В нём энергия передаётся не излучением, а электронной теплопроводностью, как в металлах. Давление такого газа зависит не от температуры, а только от плотности, поэтому равновесие сохраняется даже при остывании З., не имеющей источников энергии.

Химический состав вещества недр З. на ранних стадиях их развития сходен с химическим составом звёздных атмосфер (см. Атмосферы звёзд), который определяется из спектроскопических наблюдений (диффузионное разделение может произойти лишь за время, значительно превосходящее время жизни З.). С течением времени ядерные реакции изменяют химический состав звёздных недр и внутреннее строение З. меняется.

Источники звёздной энергии и эволюция звёзд. Основным источником энергии З. являются термоядерные реакции, при которых из лёгких ядер образуются более тяжёлые; чаще всего это - превращение водорода в гелий. В З. с массой, меньшей двух солнечных, оно происходит главным образом путём соединения двух протонов в ядро дейтерия (лишний заряд уносится рождающимся позитроном), затем превращением дейтерия в изотоп He3 путём захвата протона и, наконец, превращением двух ядер He3 в He4 и два протона. В более массивных З. преобладает углеродно-азотная циклическая реакция: углерод захватывает последовательно 4 протона, выделяя попутно два позитрона, превращается сначала в азот, затем распадается на гелий и углерод. Окончательным результатом обеих реакций является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода с выделением энергии: ядра азота и углерода в углеродно-азотной реакции играют лишь роль катализатора. Для сближения ядер на такое расстояние, когда может произойти захват, нужно преодолеть электростатическое отталкивание, поэтому реакции могут идти только при температурах, превышающих 107 градусов. Такие температуры встречаются в самых центральных частях З. В З. малых масс, где температура в центре недостаточна для термоядерных реакций, источником энергии служит гравитационное сжатие З.

Зная процессы передачи и выделения тепла, можно решить систему уравнений механического и теплового равновесия и рассчитать внутреннее строение З., имеющей данную массу. При этом вычисляются также радиус и светимость З., которые являются функцией массы. Полученные таким путём теоретические зависимости могут быть сопоставлены с диаграммами "масса - светимость" и "масса - радиус", составленными по наблюдениям З. Для З. главной последовательности результаты наблюдений согласуются с теорией. З. др. последовательностей теоретическим зависимостям не удовлетворяют. Причина появления др. последовательностей заключается в изменении химического состава недр З. в процессе эволюции. Превращение водорода в гелий увеличивает молекулярный вес газа, вследствие чего ядро сжимается, температура его растет, а соседний с ядром газ нормального состава расширяется. З. становится гигантом, причём на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла она перемещается по одной из линий, называемых эволюционными треками. Иногда треки имеют сложный вид; перемещаясь по ним, З. несколько раз переходит от одного края диаграммы к другому и обратно. После расширения, а затем рассеяния оболочки З. становится белым карликом.

У массивных З. ядро в конце эволюции неустойчиво, радиус его уменьшается приблизительно до 10 км, и З. превращается в нейтронную (состоит из нейтронов, а не из ядер и электронов, как обычные З.). Нейтронные З. имеют сильное магнитное поле и быстро вращаются. Это приводит к наблюдаемым всплескам радиоизлучения, а иногда к всплескам также и оптических и рентгеновского излучений. Такие объекты называются пульсарами (См. Пульсары). При ещё больших массах происходит коллапс - неограниченное падение вещества к центру со скоростью, близкой к скорости света. Часть гравитационной энергии сжатия производит выброс оболочки со скоростью до 7000км/сек. При этом З. превращается в сверхновую З., её излучение увеличивается до нескольких млрд. светимостей Солнца, а затем постепенно, в течение ряда месяцев угасает. О происхождении и эволюции З. см. также в ст. Космогония.

Двойные звёзды. Большая часть З. входит в состав двойных или кратных звёздных систем (см. Двойные звёзды). Если компоненты двойных З. расположены достаточно далеко друг от друга, они видны отдельно. Это т. н. визуально-двойные З. Иногда один, более слабый, компонент не виден, и двойственность обнаруживается по непрямолинейному движению более яркой З. Чаще же всего двойные З. распознаются по периодическому расщеплению линий в спектре (спектрально-двойные З.) или по характерным изменениям блеска (затменно-двойные З.). Большая часть двойных З. образует тесные пары. На эволюцию компонентов таких З. существенное влияние оказывают взаимные приливные возмущения. Если один из компонентов З. вздувается в процессе эволюции, то при некоторых условиях из точки её поверхности, обращенной к др. компоненту, начинается истечение газа. Газ образует потоки вокруг второго компонента и частично попадает на него. В результате первый компонент может потерять большую часть массы и превратиться в субгиганта или даже в белого карлика. Второй же компонент приобретает часть потерянной массы и соответственно увеличивает светимость. Поскольку эта масса может включать газ не только из атмосферы, но и из глубоких слоев, близких к ядру первого компонента, в двойной З. могут наблюдаться аномалии химического состава. Однако эти аномалии касаются только лёгких элементов, т.к. тяжёлые элементы в гигантах не образуются. Они появляются при взрывах сверхновых З., когда выделяется много нейтронов, которые захватываются ядрами атомов и увеличивают их вес.

Пекулярные и магнитные звёзды. Аномалии химического состава, причём различные в разных местах поверхности З., особенно часто наблюдаются у т. н. магнитных звёзд. Эти З., спектральный класс которых близок к АО, имеют на поверхности магнитные поля с очень высокой напряжённостью (до 10 000 гаусс и больше). Напряжённость поля периодически меняется со средним периодом от 4 до 9 сут, причём часто изменяется и знак напряжённости. С этим же периодом обычно меняется и характер спектра, как если бы менялся химический состав З. Такие изменения могут быть объяснены вращением З., имеющей два или несколько магнитных полюсов, не совпадающих с полюсом вращения. Изменения химического состава при этом объясняются тем, что на магнитном полюсе сосредоточено больше одних элементов, а на магнитном экваторе - других. У разных пекулярных (особых) З., характеризующихся наиболее существенными особенностями химического состава, аномалии могут быть разными: чаще всего наблюдается большой избыток отдельных элементов типа Si, Mg, Cr, Eu, Mn и некоторых др. и недостаток Не. Появление этих аномалий обусловлено, по-видимому, тем, что сильное магнитное поле подавляет конвекцию. При отсутствии перемешивания происходит медленная диффузия элементов под действием силы тяжести и давления радиации. Одни элементы опускаются вниз, другие поднимаются вверх, в результате чего на поверхности наблюдается недостаток первых и избыток вторых. Магнитные З. вращаются медленнее, чем нормальные З. того же класса. Это является результатом того, что магнитное поле тормозило вращение сжимающегося сгустка вещества, из которого впоследствии сформировалась З.

Кроме обычных пекулярных З. имеются т. н. З. с металлическими линиями поздних спектральных подклассов А. У них также есть магнитное поле, но более слабое, и аномалии химического состава не так велики. Природа таких З. пока не изучена.

Некоторые типы аномалий, например обилие Li, связаны с дроблением более тяжёлых ядер космическими лучами, образующимися на самой З. в результате электромагнитных явлений, сходных с хромосферными вспышками. Такие аномалии наблюдаются, например, у ещё сжимающихся З. типа Т Тельца, с сильной конвекцией.

Аномалии др. вида, наблюдаемые, например, у гигантов спектрального класса S, обусловлены тем, что глубокая поверхностная конвективная зона смыкается с центральной конвективной зоной, что вызывается усилением ядерных реакций на определённом этапе эволюции З. В результате вещество всей З. перемешивается, и наружу выносятся элементы, синтезированные в её центральных областях.

Переменные звёзды. Блеск многих З. непостоянен и изменяется в соответствии с тем или иным законом; такие З. называются переменными звёздами (См. Переменные звёзды). З., у которых изменения блеска связаны с физическими процессами, происходящими в них самих, представляют собой физические переменные З. (в отличие от оптических переменных З., к числу которых относятся затменно-двойные З.). Периодическая и полупериодическая переменность связана обычно с пульсациями З., а иногда с крупномасштабной конвекцией. Вообще говоря, З. как системам, находящимся в устойчивом равновесии, свойственны пульсации с собственными периодами. Колебания могут возникнуть в процессе перестройки структуры З., связанной с эволюционными изменениями. Однако, чтобы они не затухали, должен существовать механизм, поддерживающий или усиливающий их: в период максимального сжатия З. необходимо получить тепловую энергию, которая уйдёт наружу в период расширения. Согласно современным теориям, пульсации у многих типов переменных З. (цефеиды, переменные типа RR Лиры и др.) объясняются тем, что при сжатии З. увеличивается коэффициент поглощения; это задерживает общий поток излучения, и газ получает дополнительную энергию. При расширении поглощение уменьшается, и энергия выходит наружу. Неоднородное строение З., наличие в них нескольких слоев с различными свойствами нарушает регулярную картину, делает изменения параметров З. отличными от правильной синусоиды. Основная стоячая волна колебания часто находится в глубине З., а на поверхность выходят порождаемые ею бегущие волны, которые влияют на фазы изменений блеска, скорости и др. параметров.

Некоторые виды переменных З. испытывают вспышки, при которых блеск возрастает на 10-15 звёздных величин (т. н. новые З.), на 7-8 величин (повторные новые З.) или на 3-4 величины (новоподобные). Такие вспышки связаны с внезапным расширением фотосферы с большими скоростями (до 1000-2000 км/сек у новых З.), что приводит к выбросу оболочки с массой около 10-5-10-4 масс Солнца. После вспышки блеск начинает уменьшаться с характерным временем 50-100 сут. В это время продолжается истечение газов с поверхности со скоростью в несколько тыс. км/сек. Все эти З. оказываются тесными двойными, и их вспышки, несомненно, связаны с взаимодействием компонентов системы, один из которых или оба обычно являются горячими звёздами-карликами. На структуру оболочек, выброшенных новыми З., по-видимому, существенное влияние оказывает сильное магнитное поле З. Быстрая неправильная переменность З. типа Т Тельца, UV Кита и некоторых др. типов молодых сжимающихся З. связана с мощными конвективными движениями в этих З., выносящими на поверхность горячий газ. К переменным З. можно отнести и уже упоминавшиеся сверхновые З. В Галактике известно свыше 30 000 переменных З.

Работы по изучению З. в СССР ведутся на Крымской астрофизической обсерватории АН СССР, Главной астрономической обсерватории АН СССР, в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга, в Астрономическом совете АН СССР и др. астрономических учреждениях. Статьи по этим вопросам печатаются в "Астрономическом журнале", в журнале "Астрофизика" и в изданиях обсерваторий. За рубежом исследования З. ведутся в США, Великобритании, Австралии и многих др. странах. В зарубежной литературе основным является "Astrophysical Journal" (США) и ряд др. изданий США, Великобритании и др. стран.

Лит.: Франк-Каменецкий Д. А., Физические процессы внутри звезд, М., 1959; Мустель Э. Р., Звездные атмосферы, М., 1960; Шварцшильд М., Строение и эволюция звезд, пер. с англ., М., 1961; Горбацкий В. Г., Минин И. Н., Нестационарные звезды, М., 1963; Звездные атмосферы, под ред. Лж. Л. Гринстейна, пер. с англ., М., 1963; Каплан С. А., Физика звезд, 2 изд., М., 1970; Пульсирующие звезды, М., 1970; Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, 2 изд., М., 1971.

С. Б. Пикельнер.

Рис. 1. Сравнительные размеры звёзд-гигантов и звёзд-карликов.

Рис. 2. Диаграмма Герцшпрунга - Ресселла.

Звезда         
Звезда - небесное тело, светящееся собственным светом ипредставляющееся земным наблюдателям светлою точкою. З. рассеяны повселенной на огромных расстояниях, так что их собственного движения мыне замечаем. В ясную безлунную ночь все видимое небо представляетсяусеянным бесчисленным, на первый взгляд, множеством З.; однако, точныйсчет показал, что число З., видимых простым глазом, не более 5000; изних, одновременно над горизонтом, видно даже не более 2500. Послеизобретения зрительных труб обнаружилось, что существует множество болеемелких, так называемых телескопических З., общее число которых, по мереувеличены оптической силы труб, постепенно увеличивается для наблюденияи, по оценкам Гершеля и Струве, должно составлять десятки миллионов. Поотносительной яркости З. подразделяются на величины, при чем наиболееяркие называются З. 1-ой величины, слабейшие 2-ой и т. д. Простымиглазами видны З. до 6-ой величины; более слабые относятся уже ктелескопическим и в настоящее время различают З. до 20-ой величины. Таккак резких границ между З. разных величин не существует, то в новейшихзвездных каталогах величины З. показываются до десятых долей. Дляподробного изучения и означения отдельных З., еще древние астрономыподразделили их на созвездия. обнимающие более или менее обширныепространства небесного свода, а наиболее яркие назвали особыми именами.Байер в начале XVII в. предложил означать З. каждого созвездия буквамигреческого алфавита, называя первою буквою a наиболее яркую; так, напр.,наиболее яркая З. в созвездии Малой Медведицы, Полярная, означается взвездных каталогах через a Ursae minoris. Но обыкновенно греческогоалфавита не достает для означения даже ярких З., и потому более мелкиеозначаются просто номером и названием созвездия; в последнее время З.означаются еще чаще номером их в каком-нибудь известном каталоге, причем это означение сопровождается еще прямым восхождением и склонениемЗ., что устраняет уже всякое недоразумение. Для переменных и цветных З.принято употреблять последние буквы латинского алфавита. При ближайшемизучении распределение З. на небесном своде оказывается, что тольконаиболее яркие разбросаны, по-видимому, без всякого порядка; болеемелкие сгруппированы особенно густо на широкой полосе, опоясывающей всевидимое небо приблизительно в направлении большого крута. По мереудаления от этой полосы, число З., приходящееся на данное пространство,напр., на один квадратный градус, непрерывно уменьшается и кое-гдесуществуют места, на которых даже сильнейшие зрительные трубы вовсе необнаруживают присутствия З.; эти места В. Гершель назвал угольными ямами(coal sack). Расстояние З. от земли и взаимные расстояния З. громадны. Дляопределения расстояния от земли вычисляют величину углового перемещенияЗ., вследствие годового обращения земли около солнца. Близкая З.,находящаяся в плоскости земной орбиты и усматриваемая в известный моментпо известному направлению, полгода спустя, когда наблюдательпереместится в пространстве на целый диаметр земной орбиты, должнаусматриваться уже по другому направлению; такая З. должна передвигатьсяпо прямой, лежащей в плоскости эклиптики. З., лежащая близ полюсаэклиптики, в течение года, должна описывать на небесном своде эллипсизвестных размеров, подобный эллиптической орбите земли. Прочие З.,лежащие в любых направлениях, должны описывать эллипсы, сжатия которыхтем больше, чем ближе З. к плоскости эклиптики. Видимые размеры большихполуосей этих эллипсов должны быть тем больше, чем ближе З. к земле.Вычисление годового параллакса может быть сделано или из абсолютныхопределений прямых восхождения и склонений, или же из относительныхперемещений близкой З., по сравнению с более отдаленными. В результатемногих вычислений, сделанных в последнее время на лучших обсерваториях,оказалось что годовые параллаксы З. незначительны и не превосходят 1",откуда и следует, что расстояния З. от земли огромны и, например,ближайшая к земле З. a Centauri удалена на расстояние, которое светпроходит в 31/2 года, а скорость света составляет около 300000 км., или280000 верст в секунду. Зная видимую яркость З. и ее годовой параллакс,можно вычислить истинные размеры З.; из таких вычислений оказывается,что З. представляют светила одного порядка с нашим солнцем, а многиепревосходят его яркостью и размерами во много раз. Если бы наше солнцеудалилось на расстояние Сириуса, наиболее яркой З. видимого неба, то онопредставлялось бы З. 6-ой величины. - Сравнение положений отдельных З. вразные отдаленные времена показывает, что они не остаются неподвижными,а обладают так называемым собственным движением, с весьма различнымискоростями. Так, Сириус (a Canis Majoris), Арктур (a Bootis) иАльдебаран (a Tauri) переместились за 2000 лет больше чем на полградуса, т. е. больше, чем на величину диаметра луны. В настоящее времяизвестно около 50 З., годовая скорость которых более 1?. Замечательно,что наибольшим собственным движением обладают не самые яркие З., откудаследует, что большая яркость вообще не есть признак большей близости кземле. З. № 1830 каталога Грумбриджа перемещается на небе со скоростью7" в год, 61-ая Лебедя - 5" и пр. Непосредственные наблюдения позволяютопределять только движение З. в направлении перпендикулярном к лучузрения, но спектральные исследования дают возможность измерять такжескорость в направлении луча зрения. Переводя видимые движения вистинные, оказывается, что линейные скорости движения З. громадны, имногие несутся в пространстве со скоростью 100 и более километров всекунду. Таким образом, для грядущих поколений видимое распределение З.и группировка их по созвездиям будут совершенно иные. Переменам вположении З. способствует еще и то обстоятельство, что наше солнце, совсеми окружающими его планетами, тоже перемещается в пространстве соскоростью около 24 км. в секунду и в будущем перенесет земныхнаблюдателей в совершенно новые области вселенной. - Спектральный анализпозволяет исследовать качество света, испускаемого отдельными звездамии, на основании этого, изучать их физическое устройство. Секки (1869),исследовав спектры 4000 З., подразделил их на следующие 4 класса: 1)белые и голубоватые З. (встречаются наиболее часто) характеризуютсябольшим напряжением водородных линий, все прочие спектральные линиислабы; представителем этого класса могут служить Сириус и Вега; 2)желтые З. (тоже весьма многочисленные) характеризуются множеством тонкихтемных линий на сплошном спектре; таковы Капелла и Поллукс; к этому жеклассу принадлежит наше солнце; 8) красные З. (сравнительно редки) имеютспектр с широкими темными полосами, резко ограниченными со стороныфиолетового и расплывающимися к красному концу спектра; происхождениеэтих полос приписывают углероду, таковы a Herculis и a Orionis и 4)пурпуровые З. (весьма редкие), спектры которых представляют полосыобратные полосам предыдущего класса, т. е. резко ограниченные со стороныкрасного и расплывающегося к фиолетовому концу спектра. К этому классупринадлежат только слабые З. (не ярче 5-ой величины); представительницеюих может служить З. № 152 каталога Schjellerup. Деление З. на классы небезусловно, и спектры многих З. представляют как бы переходы одногокласса в другой. Фогель (1874), Пикеринг и др. полагали сперва, чтоделение на классы по спектрам может служить указателем возраста З.;белые и голубые обладают, вероятно, более высокою температурою и потомусравнительно моложе З. желтых и особенно красных. Однако наблюдения надпеременными З. заставляют думать, что определенной связи между возрастоми температурою З. не существует; красные З. имеют несомненно болеенизкую температуру, но они могут стремиться как к погасанию, так и кбудущему развитию, путем неизвестных еще механических или химическихпроцессов. См. W. Struve, "Etudes d'astronomie stellaire" (СПб., 1847) илитературу в статье Астрономия. В. Витковский.
Звезда         
Звезда́ — 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.

Wikipedia

Звезда

Звезда́ — 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.

Самая распространённая схема классификации звёзд — по спектральным классам — основывается на их температуре и светимости. Кроме того, среди звёзд выделяют переменные звёзды, которые меняют свой видимый блеск по различным причинам, с собственной системой классификации. Звёзды часто образуют гравитационно-связанные системы: двойные или кратные системы, звёздные скопления и галактики. Со временем звёзды меняют свои характеристики, так как в их недрах проходит термоядерный синтез, в результате которого меняется химический состав и масса — это явление называется эволюцией звёзд, и в зависимости от начальной массы звезды она может проходить совершенно по-разному.

Вид звёздного неба привлекал людей с древности, с видом созвездий или отдельных светил на нём были связаны мифы и легенды разных народов, до сих пор он находит отражение в культуре. Ещё со времён первых цивилизаций астрономы составляли каталоги звёздного неба, а в XXI веке существует множество современных каталогов, содержащих различную информацию для сотен миллионов звёзд.

Voorbeelden uit tekstcorpus voor Звёзды
1. Неужели звёзды их не "видят"? Психолог уверен: звёзды, может, и "видят", но гороскопы-то пишут люди.
2. Звёзды стали ещё ярче, прочнее и красивее....Сегодня находятся те, кто мечтает погасить кремлевские звёзды.
3. "Звёзды СССР""Звёзды мира"13 июня в Москве на Большой спортивной арене Лужники состоялся матч между сборными "Звёзды СССР" и "Звёзды мира", посвященный 50-летию легендарного футбольного вратаря Рината Дасаева.
4. Звёзды российской эстрады - "рабы" своих продюсеров.
5. Чем балуются звёзды российского и международного спорта?