ЗВЁЗДЫ

ЗВЁЗДЫ, самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше 3. только благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идёт 8¹/₃ мин, а от ближайшей звезды а Центавра - 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли 3. и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число 3., видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет ок. 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды 3.

Общие сведения о звёздах. Краткая история изучения звёзд. Изучение 3. 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 3. считались неподвижными точками, по отношению к к-рым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (4 в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно к-рым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами к-рой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что 3.- это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (нем. астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная 3., а в 1650 (итал. учёный Дж. Риччоли) - первая двойная 3. В 1718 англ. астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх 3. В сер. и во 2-й пол. 18 в. рус. учёный М. В. Ломоносов, нем. учёный И. Кант, англ. астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в к-рую входит Солнце. В 1835-39 рус. астроном В. Я. Струве, нем. астроном Ф. Бессель и англ. астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких 3. В 60-х гг. 19 в. для изучения 3. применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Рус. астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании к-poгo по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о 3.

В нач. 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в науч. представлениях о 3. Их начали рассматривать как физич. тела; стали изучаться структура 3., условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, к-рые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутр. строения 3. (наиболее важные результаты были получены нем. учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, X. Бете, англ. учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, амер. учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, сов. учёным С. А. Жевакиным). В сер. 20 в. исследования 3. приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (амер. учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, англ. учёный ф. Хойл, япон. учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах 3. (сов. учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, амер. учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голл. учёный Я. Оорт, сов. учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.).

Параметры звёзд. Осн. характеристики 3.- масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме осн. параметров, употребляются их производные: эффективная темп-ра; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере 3.; абс. звёздная величина (т. е. звёздная величина, к-рую имела бы 3. на стандартном расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звёздных величин, определённых в двух разных спектральных областях).

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

Звёздный мир чрезвычайно многообразен. Нек-рые 3. в миллионы раз больше (по объёму) и ярче Солнца (звёзды-гиганты); в то же время имеется множество 3., к-рые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значит. уступают Солнцу (звёзды-карлики) (см. рис. 1). Разнообразны и светимости 3.; так, светимость 3. S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. 3. бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Ср. плотность ряда гигантских 3. в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а ср. плотность т. н. белых карликов, наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды. Массы 3. различаются меньше.

У нек-рых типов 3. блеск периодически изменяется; такие 3. наз. переменными звёздами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звёздах. При этом за неск. суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от неё отделяется газовая оболочка, к-рая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем 3. вновь сжимается до небольших размеров. Ещё большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звёзд.

Изучение спектров 3. позволяет определить химич. состав их атмосфер. 3., как и Солнце, состоят из тех же химич. элементов, что и все тела на Земле.

Табл. 1. - Наиболее яркие звёзды

Название

Видимая звёздная величина (система V)

Спектральный класс и класс светимости

Собственное движение

Параллакс

Лучевая скорость, км/сек

Тангенциальная скорость,

км/сек

Абсолютная звёздная величина (система V)

Светимость (в единицах светимости Солнца)

Большого Пса

- 1,46 8,5

А1 V А5

1,32"

0,375"

-8

17

+ 1,4 + 11,4

22,4 0,002

Киля

-0,75

FO Ib-II

0,02

0,018

+20

5

-4,4

4700

Волопаса

-0,05

К2 IIIp

2,28

0,090

-5

120

-0,3

107

Лиры

+ 0,03

АО V

0,34

0,123

-14

13

+ 0,5

51

Центавра

0,06 1,51

G2 V

К5

3,68

0,751

-22

23

+ 4,5 + 5,9

1,3 0,34

Возничего

0,08

G8 III

0,44

0,073

+ 30

29

-0,6

141

Ориона

0,13

В8 Iа

0,00

0,003

+24

0

-7,5

81 000

Малого Пса

0,37 10,8

F5 IV-V белый карлик

1,25

0,288

-3

20

+2,6 + 13,1

7,4 0,0004

Ориона

0,42 пер.

М2 Iab

0,03

0,005

+ 21

28

-6,1

22 400

Эридана

0,47

В5 IV

0,10

0,032

+ 19

15

-2,0

510

Центавра

0,59

В1 II

0,04

0,016

-12

11

-3,4

1860

Орла

0,76

А7 IV-V

0,66

0,198

-26

16

+ 2,3

9,8

Креста

0,79 1,3

В1 IV В1

0,04

0,008

-6

24

-4,7 -4,2

6200 3700

Тельца

0,86 13,6

К5 III М2 V

0,20

0,048

+54

20

-0,7 + 11,8

155 0,0015

Скорпиона

0,91 пер. 6,8

Ml Ia В4

0,03

0,019

-3

7

-2,7 + 3,2

980 4,1

Девы

0,97 пер.

В1 V

0,05

0,021

+ 1

11

-2,4

740

Близнецов

1,14

КО III

0,62

0,093

+ 3

32

+ 1,0

32

Южной Рыбы

1,l6

A3 V

0,37

0,144

+6

12

+ 2,0

13

Лебедя

1,25 пер.

А2 Iа

0,00

0,003

-3

0

-6,2

24 600

Льва

1,35 пер. 7,6 13

В7 V К2

0,24

0,039

+3

29

-0,7 + 5,6 + 11

155 0,45 0,003

В 3. преобладают водород (ок. 70% по весу) и гелий (ок. 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 3. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутр. строения 3. и источников звёздной энергии.

Солнце по всем признакам является рядовой 3. Имеются все основания предполагать, что многие 3., как и Солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстояния пока ещё не удаётся непосредственно увидеть такие спутники 3. даже в самые мощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования, тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчёты. В 1938 швед. астроном Э. Хольмберг заподозрил, а позднее сов. астроном А. Н. Дейч и др. установили существование невидимых спутников у звезды 61 Лебедя и других близких к Солнцу 3. Наша планетная система, т. о., не является исключительным явлением. На многих планетах, окружающих другие 3., также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения.

3. часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие 3. наз. двойными звёздами. Встречаются также тройные и кратные системы 3.

Взаимное расположение 3. с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике. Звёзды образуют в пространстве огромные звёздные системы - галактики. В состав нашей Галактики (к к-рой принадлежит Солнце) входит более 100 млрд. 3. Изучение строения Галактики показывает, что многие 3. группируются в звёздные скопления, звёздные ассоциации и др. образования.

3. изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звёздная астрономия, рассматривающая 3. как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследует движение 3., распределение их в Галактике и в скоплениях, различные статистич. закономерности. Предметом изучения астрофизики являются физич. процессы, происходящие в 3., их излучение, строение, эволюция.

Массы звёзд. Массы могут быть определены непосредственно лишь у двойных 3. на основе изучения их орбит. У спектрально-двойных 3. 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 нек-рых визуально-двойных 3. Этих данных достаточно для вычисления отношения масс компонентов. Абс. значения масс определяются, если система является в то же время и затменно-двойной, т. е. если её орбита видна с ребра и компоненты 3. попеременно закрывают друг друга. Изучение масс двойных 3. показывает, что между массами и светимостями 3. гл. последовательности существует статистич. зависимость (см. "Масса - светимость" диаграмма). Эта зависимость, распространённая и на одиночные 3., позволяет косвенно, определяя светимости 3., оценивать и их массы.

Светимости звёзд и расстояния до них. Осн. метод определения расстояний до 3. состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далёких 3., обусловленных обращением Земли вокруг Солнца. По смещению (параллаксу), величина к-рого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и само расстояние. Однако такой способ измерений применим только к ближайшим 3.

Зная расстояние до 3. и её видимую звёздную величину т, можно найти абс. звёздную величину М по формуле: M = m + 5-5lgr,

где r - расстояние до 3., выраженное в парсеках. Определив средние абс. звёздные величины для 3. тех или иных спектральных классов и сопоставив с ними видимые звёздные величины отд. 3. этих же классов, можно определить расстояния и до удалённых 3., для к-рых параллактич. смещения неощутимы (это т. н. спектральные параллаксы). Абс. звёздные величины нек-рых типов переменных звёзд (напр., цефеид) можно установить по величине периода изменения блеска, что также позволяет определять расстояния до них.

Расстояния оцениваются также по систематич. компонентам лучевых скоростей и собственных движений звёзд, обусловленным особенностями вращения Галактики и движением Солнца (вместе с Землёй) в пространстве и зависящим, т. о., от удалённости 3. Чтобы исключить влияние собственных скоростей отд. 3., определяют расстояние сразу до большой группы их (статистические или групповые параллаксы).

Наиболее яркие 3. приведены в табл. 1, ближайшие 3. - в табл. 2.

Табл. 2. - Ближайшие звёзды

Название

Видимая звёздная величина (система V)

Спектральный класс и класс светимости

Собственное движение

Параллакс

Расстояние, парсек

Абсолютная звёздная величина (система V)

Ближайшая Центавра

10,68

М5е

3,85"

0,762"

1,31

+ 15,1

альфаЦентавра А

0,32

G2 V

3,79

0,751

1,33

+4,76

альфа Центавра В

1,72

K5V

+ 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)

(12,45 112,95

dм6е dм6е

3,36

0,371

2,69

+ 15,3 + 15,8

Росс № 154

10,6

dМ4е

0,67

0,340

2,93

+ 13,3

Росс № 248

12,24

dM6e

1,58

0,316

3,16

+ 14,74

(эпсилон) Эридана

3,73

К2 V

0,97

0,303

3,30

+6,14

Росс № 128

11,13

dм5

1,40

0,298

3,34

+ 13,50

Лейтен 789-6

12,58

dм6е

3,27

0,298

3,34

+ 14,9

61 Лебедя А

5,19

К5 V

5,22

0,292

3,42

+ 7,52

61 Лебедя В

6,02

К7 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

(эпсилон) Индейца

4,73

К5 V

4,67

0,285

3,50

+ 7,0

BD +59° 1915 А

8,90

ам4

2,29

0,278

3,58

+ 11,12

BD+59⁰ 1915 В

9,69

dM5

+ 11,91

BD +43° 44А

8,07

Ml V

2,91

0,278

3,58

+ 10,29

BD +43° 44 В

11,04

Мб V

+ 13,26

(тау) Кита

3,50

G8 Vp

1,92

0,275

3,62

+ 5,70

CD +36° 15693

7,39

М2 V

6,87

0,273

3,65

+ 9,57

BD +5° 1668

9,82

ам4

3,73

0,266

3,75

+ 11,95

CD -39° 4192

6,72

M0I

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 темп-ры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у 3., изучение распределения энергии в звёздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их темп-ры (см. Температура в астрофизике). Темп-ры 3. определяют также по относительным интенсивностям нек-рых линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс 3. (см. Спектральная классификация звёзд). Спектральные классы 3. зависят от темп-ры 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 3.- ядра планетарных туманностей (класс Р) и Вольфа - Райе звёзды с широкими яркими линиями излучения в спектре (класс W). Зная механизм образования линий в спектрах, темп-ру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности 3., связанное со средней плотностью её фотосферы, а следовательно, и размерами 3. (плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной темп-ры 3. наз. шкалой эффективных темп-р. Зная темп-ру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения 3. приходится на невидимые области спектра- ультрафиолетовую и инфракрасную. Абс. звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра (болометрическая поправка), дают возможность найти полную светимость звезды.

Радиусы звёзд. Зная эффективную темп-ру T_ef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:

основанной на Стефана - Больцмана законе излучения (а - постоянная Стефана). Радиусы 3. с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров. У затменно-двойных 3. могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты.

Вращение звёзд. Вращение 3. изучается по их спектрам. При вращении один край диска 3. удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью.

Рис. 2. ДиаграммаГерцшпрунга -Ресселла.

В результате в спектре 3., получающемся одновременно от всего диска, линии расшяряются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по к-рому возможно определять скорость вращения. 3. ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100-200 км/сек и больше. Скорости вращения более холодных 3.- значительно меньше (неск. км/сек). Уменьшение скорости вращения 3. связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему её газо-пылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения 3. принимает форму сплюснутого сфероида. Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего темп-pa на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности 3. возникают меридиональные течения от полюсов к экватору, к-рые замыкаются в глубоких слоях 3. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции.

Зависимости между звёздными параметрами. Массы 3. 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 3. располагаются на таких диаграммах вдоль неск. полос, схематически изображённых на рис. 2 и соответствующих различным последовательностям, или классам светимости. Большинство 3. расположено на гл. последовательности (V класс светимости). Левый её конец образуют 3. класса О с темп-рами 30 000-50 000°, правый -красные звёзды-карлики класса М с темп-рами 3000-4000°. На диаграмме видна последовательность гигантов (III класс), в к-рую входят: 3. высокой светимости (т. е. имеющие большие радиусы). Выше расположены последовательности ещё более ярких сверхгигантов Ia, Iв и II. (Принадлежность 3. к числу карликов, гигантов и сверхгигантов обозначалась ранее буквами d, g и с перед спектральным классом.) Внизу диаграммы расположены белые карлики (VII), размеры к-рых сравнимы с размерами Земли при плотности порядка 10⁶ г/см³. Кроме этих осн. последовательностей, отмечаются субгиганты (IV) и субкарлики (VI).

Диаграмма Герцшпрунга - Ресселла нашла своё объяснение в теории внутр. строения 3.

Внутреннее строение звёзд. Поскольку недра 3. недоступны непосредственным

наблюдениям, внутреннее строение 3. изучается путём построения теоретич. звёздных моделей, к-рым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных 3. В основе теории внутр. строения обычных 3. лежит представление о 3. как о газовом шаре, находящемся в механич. и тепловом равновесии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механич. равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру 3., и газовым давлением в недрах 3., действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растёт с глубиной, а вместе с ним увеличиваются и плотность и темп-ра. Тепловое равновесие заключается в том, что темп-pa 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.

Темп-ры обычных 3. меняются от неск. тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких темп-pax вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутр. строения 3. существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химич. составе 3. и о механизме переноса энергии.

Осн. механизмом переноса энергии в 3. является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутр. областей 3. наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в др. частях 3. и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, к-рая зависит от прозрачности звёздного вещества, характеризуемой коэфф. поглощения. Осн. механизмами поглощения в 3. являются фотоэлектрич. поглощение и рассеяние свободными электронами.

Лучистая теплопроводность является осн. видом переноса энергии для большинства 3. Однако в нек-рых частях 3., а в 3. 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 темп-ры. 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 ок. 0,1 его радиуса: ниже этого слоя водород и гелий ионизованы уже полностью. У холодных 3. полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую часть объёма. Наоборот, у горячих 3. 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 3. гл. последовательности. Маленькое плотное ядро их (1% радиуса) содержит 20-30% массы, а остальная часть представляет собой протяжённую разреженную сболочку, простирающуюся на расстояния, составляющие десятки и сотни солнечных радиусов. Темп-ры 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 темп-ры, а только от плотности, поэтому равновесие сохраняется даже при остывании 3., не имеющей источников энергии.

Химич. состав вещества недр 3. на ранних стадиях их развития сходен с химич. составом звёздных атмосфер (см. Атмосферы звёзд), к-рый определяется из спектроскопич. наблюдений (диффузионное разделение может произойти лишь за время, значительно превосходящее время жизни 3.). С течением времени ядерные реакции изменяют химич. состав звёздных недр и внутр. строение 3. меняется.

Источники звёздной энергии и эволюция звёзд. Осн. источником энергии 3. являются термоядерные реакции, при к-рых из лёгких ядер образуются более тяжёлые; чаще всего это - превращение водорода в гелий. В 3. с массой, меньшей двух солнечных, оно происходит гл. обр. путём соединения двух протонов в ядро дейтерия (лишний заряд уносится рождающимся позитроном), затем превращением дейтерия в изотоп Не³ путём захвата протона и, наконец, превращением двух ядер Не³ в Не⁴ и два протона. В более массивных 3. преобладает углеродно-азотная циклич. 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 электростатич. отталкивание, поэтому реакции могут идти только при темп-рах, превышающих 10⁷ градусов. Такие темп-ры встречаются в самых центр. частях 3. В 3. малых масс, где темп-ра в центре недостаточна для термоядерных реакций, источником энергии служит гравитационное сжатие 3.

Зная процессы передачи и выделения тепла, можно решить систему уравнений механич. и теплового равновесия и рассчитать внутр. строение 3., имеющей данную массу. При этом вычисляются также радиус и светимость 3., к-рые являются функцией массы. Полученные таким путём теоретич. зависимости могут быть сопоставлены с диаграммами "масса - светимость" и "масса - радиус", составленными по наблюдениям 3. Для 3. гл. последовательности результаты наблюдений согласуются с теорией. 3. др. последовательностей теоретич. зависимостям не удовлетворяют. Причина появления др. последовательностей заключается

в изменении химич. состава недр 3. в процессе эволюции. Превращение водорода в гелий увеличивает молекулярный вес газа, вследствие чего ядро сжимается, темп-pa его растёт, а соседний с ядром газ нормального состава расширяется. 3. становится гигантом, причём на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла она перемещается по одной из линий, наз. эволюционными треками. Иногда треки имеют сложный вид; перемещаясь по ним, 3. неск. раз переходит от одного края диаграммы к другому и обратно. После расширения, а затем рассеяния оболочки 3. становится белым карликом.

У массивных 3. ядро в конце эволюции неустойчиво, радиус его уменьшается приблизительно до 10 км, и 3. превращается в нейтронную (состоит из нейтронов, а не из ядер и электронов, как обычные 3.). Нейтронные 3. имеют сильное магнитное поле и быстро вращаются. Это приводит к наблюдаемым всплескам радиоизлучения, а иногда к всплескам также и оптич. и рентгеновского излучений. Такие объекты наз. пульсарами. 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 7000 км/сек. При этом 3. превращается в сверхновую 3., её излучение увеличивается до неск. млрд. светимостей Солнца, а затем постепенно, в течение ряда месяцев угасает. О происхождении и эволюции 3. см. также в ст. Космогония.

Двойные звёзды. Большая часть 3. входит в состав двойных или кратных звёздных систем (см. Двойные звёзды). Если компоненты двойных 3. расположены достаточно далеко друг от друга, они видны отдельно. Это т. н. визуально-двойные 3. Иногда один, более слабый, компонент не виден, и двойственность обнаруживается по непрямолинейному движению более яркой 3. Чаще же всего двойные 3. распознаются по периодич. расщеплению линий в спектре (спектрально-двойные 3.) или по характерным изменениям блеска (затменно-двойные 3.). Большая часть двойных 3. образует тесные пары. На эволюцию компонентов таких 3. существенное влияние оказывают взаимные приливные возмущения. Если один из компонентов 3. вздувается в процессе эволюции, то при нек-рых условиях из точки её поверхности, обращённой 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 3. могут наблюдаться аномалии химич. состава. Однако эти аномалии касаются только лёгких элементов, т. к. тяжёлые элементы в гигантах не образуются. Они появляются при взрывах сверхновых 3., когда выделяется много нейтронов, которые захватываются ядрами атомов и увеличивают их вес.

Пекулярные и магнитные звёзды. Аномалии химич. состава, причём различные в разных местах поверхности 3., особенно часто наблюдаются у т. н. магнитных звёзд. Эти 3., спектральный класс к-рых 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 химич. состав 3. Такие изменения могут быть объяснены вращением 3., имеющей два или неск, магнитных полюсов, не совпадающих с полюсом вращения. Изменения химич. состава при этом объясняются тем, что на магнитном полюсе сосредоточено больше одних элементов, а на магнитном экваторе - других. У разных пекулярных (особых) 3., характеризующихся наиболее существенными особенностями химич. состава, аномалии могут быть разными; чаще всего наблюдается большой избыток отд. элементов типа Si, Mg, Cr, Eu, Мп и нек-рых 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 3. вращаются медленнее, чем нормальные 3. того же класса. Это является результатом того, что магнитное поле тормозило вращение сжимающегося сгустка вещества, из к-рого впоследствии сформировалась 3.

Кроме обычных пекулярных 3. имеются т. н. 3. с металлич. линиями поздних спектральных подклассов А. У них также есть магнитное поле, но более слабое, и аномалии химич. состава не так велики. Природа таких 3. пока не изучена.

Нек-рые типы аномалий, напр. обилие Li, связаны с дроблением более тяжёлых ядер космич. лучами, образующимися на самой 3. в результате электромагнитных явлений, сходных с хромо-сферными вспышками. Такие аномалии наблюдаются, напр., у ещё сжимающихся 3. типа Т Тельца, с сильной конвекцией.

Аномалии др. вида, наблюдаемые, напр., 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 3. В результате вещество всей 3. перемешивается, и наружу выносятся элементы, синтезированные в её центральных областях.

Переменные звёзды. Блеск многих 3. непостоянен и изменяется в соответствии с тем или иным законом; такие 3. наз. переменными звёздами. 3., у к-рых изменения блеска связаны с физич. процессами, происходящими в них самих, представляют собой физич. переменные 3. (в отличие от оптич. переменных 3., к числу к-рых относятся затменно-двойные 3.). Периодич. и полупериодич. переменность связана обычно с пульсациями 3., а иногда с крупномасштабной конвекцией. Вообще говоря, 3. как системам, находящимся в устойчивом равновесии, свойственны пульсации с собственными периодами. Колебания могут возникнуть в процессе перестройки структуры 3., связанной с эволюционными изменениями.

Однако, чтобы они не затухали, должен существовать механизм, поддерживающий или усиливающий их: в период макс. сжатия 3. необходимо получить тепловую энергию, к-рая уйдёт наружу в период расширения. Согласно совр. теориям, пульсации у многих типов переменных 3. (цефеиды, переменные типа RR Лиры и др.) объясняются тем, что при сжатии 3. увеличивается коэфф. поглощения; это задерживает общий поток излучения, и газ получает дополнительную энергию. При расширении поглощение уменьшается, и энергия выходит наружу. Неоднородное строение 3., наличие в них нескольких слоев с различными свойствами нарушает регулярную картину, делает изменения параметров 3. отличными от правильной синусоиды. Осн. стоячая волна колебания часто находится в глубине 3., а на поверхность выходят порождаемые ею бегущие волны, к-рые влияют на фазы изменений блеска, скорости и др. параметров .

Нек-рые виды переменных 3. испытывают вспышки, при к-рых блеск возрастает на 10-15 звёздных величин (т. н. новые 3.), на 7-8 величин (повторные новые 3.) или на 3-4 величины (новоподобные). Такие вспышки связаны с внезапным расширением фотосферы с большими скоростями (до 1000- 2000 км/сек у новых 3.), что приводит к выбросу оболочки с массой ок. 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 неск. тыс. км/сек. Все эти 3. оказываются тесными двойными, и их вспышки, несомненно, связаны с взаимодействием компонентов системы, один из к-рых или оба обычно являются горячими звёздами-карликами. На структуру оболочек, выброшенных новыми 3., по-видимому, существенное влияние оказывает сильное магнитное поле 3. Быстрая неправильная переменность 3. типа Т Тельца, UV Кита и нек-рых др. типов молодых сжимающихся 3. связана с мощными конвективными движениями в этих 3., выносящими на поверхность горячий газ. К переменным 3. можно отнести и уже упоминавшиеся сверхновые 3. В Галактике известно св. 30 000 переменных 3.

Работы по изучению 3. в СССР ведутся на Крымской астрофизич. обсерватории АН СССР, Главной астрономич. обсерватории АН СССР, в Гос. астрономич. ин-те им. П. К. Штернберга, в Астрономич. совете АН СССР и др. астрономич. учреждениях. Статьи по этим вопросам печатаются в "Астрономическом журнале", в журнале "Астрофизика" и в изданиях обсерваторий. За рубежом исследования 3. ведутся в США, Великобритании, Австралии и мн. др. странах. В зарубежной лит-ре 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. Дж. Л. Гринстенна, 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. Пикелънер.