Абсолютная звездная величина – это блеск, который имела бы звезда, находясь на расстоянии 10 парсек от нас.
Наконец, зная достаточно большое количество точных расстояний до хорошо изученных звезд, астрономы могут получать оценки, используя детальные звездные параметры. Скажем, по спектру какой-либо звезды можно найти похожую на уже известном расстоянии. Сравнивая их параметры, можно получить оценку расстояния до изучаемой звезды.
4.2. Устойчивость звезд и их структура
Устойчивость звезд определяется равновесием двух сил: гравитация стремится сжать звезду, а выделение энергии в термоядерных реакциях приводит к давлению (давлению излучения и газовому давлению), которое противодействует сжатию. При этом звезда находится в состоянии гидростатического равновесия (или колеблется вблизи него).
Энергия выделяется во внутренних областях, а затем в основном передается к поверхности, откуда излучается в виде электромагнитных волн. При этом часть энергии (обычно несколько процентов) уносится нейтрино непосредственно из областей термоядерных реакций, поскольку недра звезд прозрачны для этих частиц. Ядро звезды имеет температуру от нескольких миллионов градусов и выше, а поверхность – от менее чем 3000 K примерно до 100 000–200 000 K (низкие температуры ядра и поверхности соответствуют легким звездам). Существует два основных способа передачи энергии от недр к поверхности – конвекция и излучение, и оба механизма реализуются в звездах.
Устойчивость звезды определяется равновесием между силами гравитации и давления.
В маломассивных звездах (с массой менее 1,2–1,3 солнечных), где горение водорода связано в первую очередь с pp-цепочкой, темп выделения энергии не слишком велик. Поэтому ее перенос во внутренних частях (ближе к ядру) может осуществляться в основном излучением. В более массивных звездах, в которых на Главной последовательности преобладает CNO-цикл, энергии выделяется больше, создается большой градиент температуры, и в итоге возникает необходимость в конвективном переносе энергии.
Энергия передается от недр к поверхности излучением и конвекцией.
Во внешних частях ситуация обратная. Из-за относительно невысокой температуры во внешних слоях маломассивных звезд среда становится недостаточно прозрачной. Поэтому перенос энергии излучением становится неэффективным, и запускается конвекция. В массивных звездах вещество остается полностью ионизованным, а потому среда достаточно прозрачна, и излучение справляется с переносом энергии к самой поверхности.
Количество лучистой энергии в звездах может быть настолько велико, что чрезвычайно важную роль начинает играть давление света. При росте массы звезды растет темп энерговыделения, в итоге возрастает световой поток во внешних областях звезды. Он не только вносит основной вклад в давление во внешних частях массивных звезд, он может быть настолько велик, что начнет «сдувать» наружные слои. Чем больше масса звезды, тем сильнее звездный ветер и больше потеря массы. Поэтому самые массивные звезды очень быстро «худеют».