Физические характеристики и классификация звезд

Что такое звезда

Звезда — гравитационно связанный светящийся газовый шар, длительно поддерживающий излучение внутренними источниками энергии. Большую часть жизни обычная звезда находится в состоянии, где давление горячего вещества уравновешивает гравитацию, а в центре идут термоядерные реакции.

Основные характеристики — масса, радиус, светимость, температура поверхности и химический состав. Масса задаёт давление и температуру в центре и сильнее всего влияет на срок жизни. Радиус и температура связываются со светимостью законом $L=4\pi R^2\sigma T^4$, рассмотренным в методах исследования излучения.

Главная последовательность идёт от горячих ярких звёзд слева сверху к холодным слабым справа снизу; гиганты выше, белые карлики в горячей малосветимой области.

Спектральные классы

Спектральный класс — классификация звезды по температуре и характерным линиям её спектра. Последовательность основных классов от горячих к холодным: O, B, A, F, G, K, M. Цвет меняется от голубого к красному, но спектр даёт гораздо более точную оценку.

Сила линии зависит не только от количества элемента, но и от температуры, определяющей ионизацию и заселение уровней. Поэтому спектральная последовательность прежде всего температурная, а не химическая.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

На диаграмме по горизонтали откладывают температуру или спектральный класс, по вертикали — светимость. Большинство звёзд образует главную последовательность от горячих ярких к холодным слабым. Над ней лежат гиганты и сверхгиганты, ниже — белые карлики.

Положение объединяет температуру и радиус. Красный гигант холоднее Солнца на поверхности, но намного ярче из-за огромной площади; белый карлик горячий, но слабый из-за малого радиуса. Диаграмма является не картой пространства, а классификацией физических состояний.

Масса и двойные системы

Массы звёзд надёжнее всего находят в двойных системах по орбитальному движению и закону тяготения. Для круговой орбиты двух тел с большой полуосью относительной орбиты $a$ и периодом $T$:

На главной последовательности светимость быстро растёт с массой, приблизительно как $L\sim M^{3\text{–}4}$ в ограниченном диапазоне. Поэтому массивная звезда расходует топливо намного быстрее, несмотря на больший запас. Масса связывает наблюдаемую классификацию с будущей эволюцией.