Stelele sunt atât de departe încât chiar și în cel mai mare telescop arata doar puncte. De unde știi dimensiunea unei stele?
Astronomii vin în ajutorul lunii. Se mișcă încet în fundalul stelelor, la rândul ei suprapunând lumina care le venea. Deși dimensiunea unghiulară a stelei este extrem de mică, luna nu o ascunde imediat, ci o perioadă de câteva sute sau o mie de secundă. Prin durata procesului de scădere a luminozității stelei, când este acoperită de Lună, se determină dimensiunea unghiulară a stelei. Și, cunoscând distanța față de stea, este ușor să obțineți de la dimensiunea ei unghiulară dimensiunile sale reale.
Dar numai o mică parte a stelelor de pe cer se află atât de mult încât poate fi acoperită de Lună. Prin urmare, alte metode de estimare a dimensiunilor stelare sunt de obicei utilizate. Diametrul unghiular al stelelor luminoase și nu foarte îndepărtate poate fi măsurat direct printr-un dispozitiv special - un interferometru optic. În majoritatea cazurilor, raza stelei (R) este determinată teoretic, pe baza estimărilor luminozității totale (L) și temperaturii (T):
Dimensiunile stelelor sunt foarte diferite. Există stele de supergianți, a căror rază este de mii de ori mai mare decât cea solară. Pe de altă parte, sunt cunoscute vedetele pitic cu o rază de zeci de ori mai mică decât soarele.
Cea mai importantă caracteristică a unei stele este masa. Cu cât mai multă materie este colectată în stea, cu atât este mai mare presiunea și temperatura din centrul ei, ceea ce determină aproape toate celelalte caracteristici ale stelei, precum și caracteristicile traseului său de viață.
Estimările directe ale masei pot fi făcute doar pe baza legii gravitației universale. Masa stelelor fluctuează în intervale considerabil mai mici: de la aproximativ 10 28 la 10 32 kilograme. Există o legătură între masa stelei și luminozitatea acesteia: cu cât este mai mare masa stelei, cu atât este mai mare luminozitatea ei. Luminozitatea este proporțională cu aproximativ a patra putere a masei stea:
C
Varietatea stelelor. Clasificarea Harvard a spectrelor stelare.
Principala metodă de studiere a stelelor este studierea spectrelor lor. Un aparat special, montat pe un telescop, cu ajutorul unei grătare de difracție, împrăștie lumina stelei de-a lungul lungimilor de undă în banda de iris a spectrului. Astronomii primesc o mulțime de informații despre stele, descifrând spectrele lor. Spectrul stelelor ne permite să determinăm ce energie provine de la stea la diferite lungimi de undă și să estimăm temperatura mai precisă decât în funcție de culoare. Numeroase linii întunecate care intersectează banda spectrală sunt asociate cu absorbția luminii de atomi de diverse elemente din atmosfera stelelor. Deoarece fiecare element chimic are un set propriu de linii, spectrul face posibilă determinarea substanțelor din care este compus steaua. Spectrele de stele pot fi împărțite în mai multe clase principale.
În '70 ai secolului al XIX-lea, unul dintre pionierii astrofizica director al Vaticanului Observatorul A. Secchi a propus prima clasificare a spectrelor stelare. Mai târziu a fost extins și rafinat.
În 1924, Observatorul Harvard a finalizat publicarea catalogului lui G. Dreper, care conține o clasificare de peste 225.000 de stele. Clasificarea modernă este o versiune rafinată și augmentată a acestei clasificări, acceptată în general în astronomia modernă.
Conform clasificării Harvard distinge șapte clase spectrale marcate cu litere latine O, B, A, F, G, K, M. Atunci când conduceți pe rândul de la stânga la dreapta schimbă culoarea stelelor: O - albastru, A - alb, G - galben, M - Rosu . În aceeași direcție, temperatura stelelor scade în consecință.
P
În plus, fiecare clasă principală este împărțită în zece subclase, de exemplu, O1, O2, O3 și așa mai departe. Soarele nostru face parte din clasa G2.
W
În 1905, astronomul olandez E. Herzprung a încercat să compare magnitudinile absolute ale stelelor și clasele lor spectrale. În 1913 lucrarea sa a fost completată de americanul G. Russell. Ca rezultat, avem o diagramă faimoasă numită oameni de știință.
După cum se poate observa din diagramă, clasa spectrală a stelei și luminozitatea ei sunt într-o anumită dependență: punctele care corespund diferitelor stele sunt grupate în mai multe clustere. Aceste clustere sunt numite secvențe.
Masa principală de stele aparține secvenței principale. Cu cât este mai tare steaua secvenței principale, cu atât este mai mare luminozitatea pe care o are. În plus față de secvența principală, se disting și piticii albi, giganții și superiorii.
Diagrama arată că stelele unei clase spectrale date nu pot avea o luminozitate arbitrară, iar invers, stelele cu o anumită luminozitate nu pot avea o temperatură arbitrară.