 Более полную информацию о природе излучения звёзд даёт спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства -дифракционной решётки — раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое — красному. По спектру не трудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.
Многочисленные тёмные линии, пересекающие тёмную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезды. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда (оказалось, из тех же, что известны на Земле, а больше всего в звёздах самых лёгких элементов — водорода и гелия). Но даже у одного и того же элемента набор линий и количество энергии, поглощаемой в каждой из них, зависит от температуры и плотности атмосферы. Разработаны специальные физические методы определения характеристик звезды по анализу её спектра. В горячих голубых звёздах с температурой свыше 10–15 тыс. Кельвинов большая часть ионизована, так как лишена электронов. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звёзд линий мало. Самые заметные принадлежат гелию. У звёзд с температурой 5–10 тыс. Кельвинов (к ним относится и Солнце) выделяются линии водорода, кальция, железа, магния и ряда других металлов. Наконец, у более холодных звёзд преобладают линии металлов и молекул, выдерживающих высокие температуры (например, молекул окиси титана). Известны звёзды, излучающие света в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце. Интервал светимостей наблюдаемых звёзд оказался невероятно широким: они могут отличаться более чем в миллиард раз. КАК УСТРОЕНА ЗВЕЗДА И КАК ОНА ЖИВЁТ Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры — размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. А для этого надо знать, как устроены эти недра, их химический состав, температуру, плотность, давление. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд — их атмосферы. Проникнуть вглубь даже ближайшей звезды — Солнца — мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерному моделированию. При этом пользуются данными о внешних слоях, известными законами физики и механики, общими как для Земли, так и для звёздного мира. Условия в недрах звёзд значительно отличаются от условий в земных лабораториях, но элементарные частицы — электроны, протоны, нейтроны — там те же, что и на Земле. Звёзды состоят из тех же химических элементов, что и наша планета. Поэтому к ним можно применять знания, полученные в лабораториях. Наблюдения показывают, что большинство звёзд устойчивы, т. е. они заметно не расширяются и не сжимаются в течение длительных промежутков времени Определение химического состава и физических условий в центральных частях звёзд позволило решить вопрос об источниках звёздной энергии. При температуре 10–30 млн. градусов и наличии большого числа ядер водорода протекают термоядерные реакции, в результате образуются ядра различных химических элементов. Не все возможные ядерные реакции заслуживают роль источников звёздной энергии, а только такие, которые выделяют достаточно большую энергию и могут продолжаться в течение нескольких миллиардов лет жизни звезды. Звёзды образуются из космических газопылевых облаков. При сжатии под действием тяготения сгустка газа, его внутренняя часть постепенно разогревается. Когда температура в центре достигает примерно миллиона градусов, начинаются ядерные реакции — образуется звезда. Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет две-три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда лет. Возраст Солнца примерно 4,5–5 млрд. лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. ЧТО ТАКОЕ ЗВЕЗДА О том, что некоторые звёзды меняют свой блеск, знали ещё древние греки. Наука Нового времени показала, что это свойство присущее в той или иной степени многим звёздам. Веками звёзды именовались неподвижными. Лишь в 1718 г. английский астроном Галлей обнаружил, что три яркие звезды — Сириус, Процион и Арктур — медленно перемещаются относительно других звёзд. Последующие наблюдения подтвердили, что это свойство звёзд является правилом, а не исключением Нам повезло — мы живём в относительно спокойной области Вселенной. Возможно, именно благодаря этому жизнь на Земле возникла и существует в продолжение такого огромного (по человеческим меркам) промежутка времени. Но с точки зрения исследования звёзд этот факт вызывает чувство досады. На многие парсеки вокруг (парсек — единица звёздных расстояний равная 3,26 светового года, или примерно 30 трлн. км) — только неяркие и невыразительные светила, подобные нашему Солнцу. А все редко встречающиеся типы звёзд находятся очень далеко. Видимо, поэтому разнообразие мира звёзд оставалось скрытым от человеческого глаза. И только изобретение новых астрономических приборов позволило осознать, насколько все звёзды разнообразные. Основными характеристиками звезды, которые могут быть определены из наблюдений, являются мощность её излучения (в астрономии она называется светимостью), масса, радиус, температура и химический состав атмосферы. Зная данные параметры, можно рассчитать возраст звезды. Интересно, что по всем этим характеристикам Солнце занимает среднее положение, ничем особенно не выделяясь среди других звёзд. Перечисленные выше параметры изменяются в очень широких пределах. Кроме того они взаимосвязаны. Звёзды самой высокой светимости, как правило, обладают, наибольшей массой, и наоборот, маломассивные звёзды светят очень слабо. Все параметры звезды зависят от её возраста, массы и химического состава. Астрономы не в состоянии проследить жизнь одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет — дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Однако учёные могут наблюдать много звёзд находящихся на самых разных стадиях своего развития, — только что родившиеся и умирающие. По многочисленным звёздным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию. Жизненный путь звезды довольно сложен. В течение своей истории она разогревается до очень высоких температур и остывает до такой степени, что в её атмосфере начинают образовываться пылинки. Звезда расширяется до грандиозных размеров, сравнимых с размерами орбиты Марса, и сжимается до нескольких десятков километров. Светимость её возрастает до огромных величин и падает почти до нуля. Жизнь звезды не всегда протекает гладко. Картина её эволюции усложняется вращением, иногда очень быстрым, на пределе устойчивости (при быстром вращении центробежные силы стремятся разорвать звезду). Некоторые звёзды обладают скоростью вращения на поверхности 500–600 км/с. Для Солнца эта величина составляет около 2 км/с. Солнце — звезда относительно спокойная, но даже оно испытывает колебания с различными периодами, на его поверхности происходят взрывы и выбросы вещества. Активность некоторых других звёзд несравнимо выше. На определённых этапах своей эволюции звезда может стать переменной, начав регулярно менять свой блеск, сжиматься и опять расширяться. А иногда на звёздах происходят сильные взрывы. Когда взрываются самые массивные звёзды, их блеск на короткий срок может превысить блеск всех остальных звёзд галактики вместе взятых. По современным представлениям, жизненный путь одиночной звезды определяется её начальной массой и химическим составом. Чему равна минимальная возможная масса звезды, мы с уверенностью сказать не можем. Дело в том, что маломассивные звёзды очень слабые объекты и наблюдать их довольно трудно. Теория звёздной эволюции утверждает, что в телах меньше чем семь-восемь сотых долей массы Солнца долговременные атомные реакции идти не могут. Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз. Температура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2–3 тысячи градусов, это багрово красные карлики. В звёздах большой массы, напротив реакции протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды превышает 50–70 солнечных масс, то после загорания термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить излишек массы. Звёзды, масса которых близка к предельной, обнаружены, например, в туманности Тарантул в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Есть они и в нашей галактике. Через несколько миллионов лет, а может быть и раньше, эти звёзды могут взорваться, как сверхновые (так называют взрывающиеся звёзды с большой энергией вспышки). Важную роль в жизни звезды играет магнитное поле. С магнитным полем связаны практически все проявления солнечной активности: пятна, вспышки, факелы и др. На звёздах, магнитное поле которых сильнее солнечного, эти процессы протекают с большей интенсивностью. В частности, переменность блеска некоторых таких звёзд объясняют появлением пятен, аналогичных солнечным, но закрывающих десятки процентов их поверхности. Однако физические механизмы, обуславливающие активность звёзд, ещё не до конца изучены. Наибольшей интенсивности магнитные поля достигают на компактных звёздных остатках — белых карликах и особенно нейтронных звёздах. * * * За период немногим более двух столетий представление о звёздах изменилось кардинально. Из непостижимо далёких и равнодушно светящихся точек на небе они превратились в предмет всестороннего физического исследования. Как бы отвечая на упрёк де Сент-Экзюпери, взгляд учёных на эту проблему выразил американский физик Ричард Фейнман: «Поэты утверждают, что наука лишает звёзды красоты. Для неё звезды — просто газовые шары. Всё не так просто. Я тоже любуюсь звёздами и чувствую их красоту. Вот только кто из нас видит больше». Благодаря развитию наблюдательных технологий, астрономы получили возможность исследовать не только видимое, но и невидимое глазу излучение звёзд. Сейчас уже многое известно об их строении и эволюции, хотя немало остаётся и непонятного. Ещё впереди то время, когда исполнится мечта создателя современной науки о звёздах Артура Эддингтона и мы, наконец, «сможем понять такую простую вещь как звезда». СОДЕРЖАНИЕ | 
