Таблица 4: десять самых ярких звезд и Солнце.
| Название | видимая звездная величина (m) | Спектральный класс | Абсолютная звездная величина (M) | Светимость | Расстояние в св. Годах |
| Сириус | -1,6 | A0 | 1,3 | 23 | 8,7 |
| Канопус | -0,9 | F0 | -4,6 | 5200 | ~180 |
| a Центавра | 0,3 | G0 | 4,7 | 1,0 | 4,29 |
| Вега | 0,1 | A0 | 0,5 | 48 | 26,5 |
| Капелла | 0,2 | G0 | -0,5 | 120 | 45 |
| Арктур | 0,2 | K0 | 0,0 | 76 | 36 |
| Ригель | 0,3 | B8 | -6,2 | ~23000 | ~650 |
| Процион | 0,5 | F5 | 2,8 | 5,8 | 11,3 |
| Ахернар | 0,6 | B5 | -2,6 | ~800 | ~140 |
| b Центавра | 0,9 | B1 | -3,1 | ~1300 | ~200 |
| Cолнце | -26,72 | G4 | 4,8 | 1 | 8 сек. |
Таблица 5: десять самых близких звезд и Солнце.
| Название | Видимая звездная величина | спектральный класс | Абсолютная звездная величина | Светимость | Расст. в световых годах |
| a Центавра A | 0,3 | G0 | 4,7 | 1,0 | 4,3 |
| a Центавра B | 1,7 | K5 | 6,1 | 0,28 | 4,3 |
| a Центавра C | 11 | M5e | 15,4 | 5,2*10-5 | 4,3 |
| Звезда Барнарда | 9,5 | M5 | 13,2 | 4,0*10-4 | 6,0 |
| Вольф 359 | 13,5 | M6e | 16,6 | 1,7*10-5 | 7,7 |
| Люйтен- 726-8 A | 12,5 | M6e | 16,6 | 4*10-4 | 7,9 |
| Люйтен- 726-8 B | 13,0 | M6e | 15,6 | 3*10-4 | 7,9 |
| Лаланд 21185 | 7,5 | M2 | 10,5 | 4,8*10-3 | 8,2 |
| Сириус A | -1,6 | A0 | 1,3 | 23 | 8,7 |
| Сириус B | 7,1 | Б. Карлик | 10,0 | 8*10-3 | 8,7 |
| Cолнце | -26,72 | G4 | 4,8 | 1 | 8 сек. |
Из этих двух таблиц хорошо видно, что видимая звездная величина не зависит ни от расстояния ни от светимости по отдельности, а только от их совокупности.
Температура звезд и способы ее нахождения.
Способы определения температуры поверхности звезд весьма разнообразны и они проверяют друг друга, температура ядра звезды находится только исходя из сложных теоретических расчетов, и достигает нескольких миллионов градусов. Результаты применения разных способов хорошо сходятся друг с другом (см. Температуры в табл. Звездных спектров). Температуры звезд можно измерять, улавливая получаемое от них тепло (и зная расстояние) с помощью термоэлементов; вычислять их по размеру и светимости звезд; вычислять по спектру, который дает информацию о химическом составе и степени ионизации газов (каждый газ имеет свою температуру ионизации, получаемую экспериментально).
Скорости звезд.
Измерение скорости.
Для большинства звезд никакого перемещения заметить не удается, потому что они слишком далеки от нас, а наблюдения, хоть и проводились несколько тысячелетий назад (Египет, Рим, Греция, Китай...), но были недостаточно точны и почти не сохранились до наших дней.
Для определения скорости звезд в наше время используются фотографии неба, которые очень удобно сравнивать друг с другом. Также наблюдаемая скорость звезд зависит от направления реальной скорости (см. рисунок).
Для определения не наблюдаемой скорости используется метод спектрального анализа. Если источник колебаний (в данном случае световых) движется относительно нас, то длина волны этих колебаний, как они воспринимаются нами, меняется - при сближении укорачивается (смещается к фиолетовому концу спектра), при удалении увеличивается (смещается к красному концу спектра), то же самое относится и к приближающемуся или удаляющему краю звезды. Невооруженным глазом это смещение почти незаметно, однако линии в спектре смещаются по формуле u=c (Dl/l) ,где u - скорость источника, c - скорость света, Dl- изменение частоты, l - нормальная длина волны (закон Доплера). Соединяя полученные значения для наблюдаемой и не наблюдаемой скоростей можно сделать вывод не только о скорости, но и о направлении движения звезды. К настоящему времени определены наблюдаемые скорости для 100000 звезд и ненаблюдаемые для 7000. Это связано с тем, что при определении наблюдаемых скоростей большую роль играет расстояние и сама скорость, а для расчета ненаблюдаемых — видимая звездная величина, которой определяется возможность получить достаточно четкий спектр.
Размеры звезд.
Очевидно, что методы определения размеров планет к звездам не подходят, в связи с тем, что дисков большинства звезд не видно даже в самые мощные телескопы. Но удалось визуально измерить диаметр для небольшого количества звезд. Впервые это было сделано в 1920 году для звезды Бетельгейзе в созвездии Ориона.
Однако существуют косвенные методы определения размеров звезд по их светимости. Поскольку звезду можно представить как абсолютно черное тело, то закон излучения ей энергии в разных частях спектра известен. Если знать температуру (п.4) звезды и ее светимость (п.3), то можно вычислить полную энергию, испускаемую звездой. Одновременно для нее, как для абсолютно черного тела можно вычислить полную энергию, испускаемую с единицы поверхности (по закону Стефана - Больцмана E~T4). Таким образом, зная одновременно и удельную и полную энергию можно вычислить площадь поверхности звезду, а из нее, учитывая, что звезда — это шар и ее диаметр.
Размеры звезд существенно различаются между собой между собой: существуют карлики (они, как правило, белые и горячие), гиганты (красные и холодные) и обычные звезды, которых большинство.
Белые карлики.
Белые карлики — предположительно результат эволюции звезд типа Солнца имеют массу примерно равную массе Солнца и не превышающую 1,2 массы Солнца, радиус в 100 раз меньше солнечного, и, следовательно, плотность в 1 млн. раз больше солнечной. Вещество белых карликов находится в состоянии вырожденного газа, при котором давление внутри звезды не зависит от температуры, а зависит только от плотности (поэтому на диаграмме спектр - светимость невозможно определить светимость БК по их температуре); но зато их масса зависит от радиуса (масса обратно пропорциональна радиусу). Классическим примеров белого карлика является Сириус B.
Нормальные звезды (звезды основной последовательности).
Нормальные звезды составляют большинство звезд нашей галактики, в том числе и Солнце
Красные гиганты.
Красные гиганты — это предположительно промежуточная ступень эволюции межу нормальными звездами и белыми карликами. Их масса составляет примерно 10-100 масс Солнца (если они результат эволюции, то остается загадкой, откуда они берут недостающую массу), радиус 30-300 радиусов Солнца. Предположительно ядром КГ является БК, который занимает примерно 1% от его размеров и 25% от его массы.
Масса звезд; двойные звезды.
Современные методы наблюдения за звездами позволяют точно определить массы только двойных звезд.
Физическая природа двойных звезд.
Двойные звезды — это две (иногда встречается три и более) звезды, обращающиеся вокруг общего центра тяжести (см. Рисунок). Существуют разные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правили это красный гигант и белый карлик). Но, вне зависимости от их типа, эти звезды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звезд, анализируя их взаимодействие можно выяснить почти все параметры, включаю массу, форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звезд. Как правило, эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Много таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русский астроном С. Н. Блажко.
Обнаружение двойных звезд.
Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально (первая и них была открыта еще древними арабами) по изменению видимого блеска (тут опасно перепутать их с цефеидами) (см. Рисунок) и близкому нахождению друг к другу, хотя иногда бывает, что две звезды случайно видны рядом, а на самом деле находятся на значительном расстоянии и не имеют общего центра тяжести (т.н. оптически двойные звезды), однако это встречается довольно редко.
Также, когда одна из звезд не видна, можно определить что звезда двойная по траектории: траектория видимой звезды будет не прямая, а извилистая; причем по характеристикам этой траектории можно вычислить вторую звезду, как, например, это было в случае с Сириусом.
Измерение параметров двойных звезд.
Если предположить, что закон всемирного тяготения постоянен в любой части нашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исходя из законов Кеплера. По III закону Кеплера: ((m1+m2)P2)/((Mсолнца + mЗемли)T2)=A3/a3, где m1 и m2 - массы звезд, P - их период обращения, T - один год, A - большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды, a - расстояние от Земли до Солнца. Из этого уравнения можно найти сумму масс двойной звезды, то есть массу системы. Массу каждой из звезд по отдельности можно найти, зная расстояния каждой из звезд от их общего центра масс (x1,x2). Тогда x1/ x2= m2/ m1.Исследуя массы различных звезд, было выяснено, что их разброс не очень велик: от 40 масс Солнца до 1/4 массы Солнца.
Остальные параметры двойных звезд (температура, яркость, светимость...) исследуются так же, как и у обычных.
Характерные примеры двойных звезд.
a Центавра.
a Центавра состоит из двух звезд — a Центавра А и a Центавра В.
a Центавра А имеет параметры, почти аналогичные параметрам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность. a Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, диаметр 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень вытянутости эллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к длине большое полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0)