Редактирование: Звезды

== Звезды в астрономии ==

:'''''Источник раздела:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/physics/text/1990429 ''Тутуков А. В.'' ЗВЁЗДЫ // Большая российская энциклопедия. Электронная версия (2016); 30.03.2021.]</ref>

'''ЗВЁЗДЫ''' – гигантские самосветящиеся плазменные (газовые) шары, по своей природе сходные с [[Солнце]]м.

С Земли даже в самые сильные телескопы все звезды (за исключением Солнца) видны как светящиеся точки. Раскрыть природу звезд помогли физические методы исследования и знание общих законов природы, действующих как в земных, так и в космических условиях. Основной источник информации о звездах – наблюдения во всех доступных диапазонах длин волн электромагнитного излучения, в том числе с космических аппаратов. Анализ звёздных спектров даёт сведения о состоянии внешних слоёв звезд – их атмосфер. Так, сравнение спектров звезд со спектром [[Солнце|Солнца]] позволило сделать вывод, что Солнце – обычная звезда. О внутреннем строении звезд и их эволюции известно в основном по результатам теоретического моделирования и их сопоставлению с данными наблюдений.

В звёздах сосредоточена основная масса видимого вещества галактик. Звезды – мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца. Вещество звезд представляет собой частично или полностью (в центре звезды) ионизованную [[плазма|плазму]]. На поздних стадиях эволюции звезды вещество звёздных недр переходит в состояние [[вырожденный газ|вырожденного газа]] (в вырожденных звездах) или нейтронного вещества (в нейтронных звездах).

Звезды в пространстве не распределены равномерно, а образуют звёздные системы различных типов. К ним относятся кратные звезды, скопления звезд и галактики. Самые малые системы – кратные звезды ([[двойные звёзды]], тройные и т. д.). Более крупные системы, содержащие от нескольких десятков до миллионов звезд, называются [[звёздные скопления|звёздными скоплениями]]. Наиболее крупными системами звезд являются [[галактики]]. Наша звёздная система – [[Галактика]] – содержит несколько сотен миллиардов звёзд.

Для удобства ориентирования [[звёздное небо]] на небесной сфере разделено на [[созвездия]]. Отдельные звезды в созвездиях обозначают буквами греческого и латинского алфавитов или сочетанием букв и цифр согласно системам обозначений, принятым в звёздных каталогах.

Большинство звезд находится в стационарном состоянии, то есть изменений их физических характеристик со временем не наблюдается. Однако существуют и такие звезды, свойства которых меняются заметным образом, – это [[нестационарные звёзды]] (в том числе переменные). Одни переменные звезды изменяют своё состояние регулярным образом, другие – нерегулярным. Существуют звезды (в частности, [[новые звёзды]]), в которых время от времени происходят вспышки излучения. При вспышках [[сверхновые звёзды|сверхновых звёзд]] большая часть вещества звезды (а в некоторых случаях и всё вещество) может быть рассеяна в пространстве.

=== Краткая история изучения звёзд ===

В конце 16 века Дж.[[Бруно]] утверждал, что звезды – это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 немецкий астроном Й.[[Фабрициус]] впервые описал наблюдение переменной звезды ([[Мира|Миры]] Кита). В 1718 Э.[[Галлей]] обнаружил собственные движения трёх звезд. В 1836–39 В.Я.[[Струве]], Ф.[[Бессель]] и английский астроном Т.[[Гендерсон]] впервые определили расстояния до трёх близких звезд. С середины 19 века для изучения звезд стали использоваться фотография и спектроскопия. В 1863 итальянский астроном А.Секки предложил первую спектральную классификацию звезд. В 1900 А.А.[[Белопольский]] экспериментально доказал справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдательных данных и развитие физики расширили представление о звёздах.

В начале 20 века произошёл переворот в научных представлениях о звездах. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучать структуру звезд, условия равновесия их вещества, источники энергии. Это было связано с успехами атомной физики, которые привели к созданию количественной теории звёздных спектров, а также с достижениями ядерной физики, позволившими провести расчёты источников энергии и внутреннего строения звезд. Наиболее важные результаты были получены Р.Эмденом (Германия), К.[[Шварцшильд]]ом, А.[[Эддингтон]]ом, Э.[[Милн]]ом, Дж.[[Джинс]]ом, Э.[[Герцшпрунг]]ом, Г.[[Рассел]]ом, Р.Кристи (США), Л.Д.[[Ландау]]. В конце 1930-х годов Х.[[Бете]] и К.[[Вейцзеккер]] указали конкретные цепочки реакций ядерного горения водорода, обеспечивающих энерговыделение в звездах. Во 2-й половине 20 века исследования звезд приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением ЭВМ [М.[[Шварцшильд]], А.[[Сандидж]] (США), Т.Хаяси (Япония) и др.]. В 1950–60-х годах была создана теория происхождения химических элементов в звездах [Э.М.Бербидж, Дж.Бербидж, А.Дж.У.Камерон, У.А.Фаулер (США); Ф.[[Хойл]]]. Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах звезд (Э.Р.[[Мустель]], В.В.[[Соболев]], С.[[Чандрасекар]]) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (Я.Х.[[Оорт]], П.П.[[Паренаго]], Б.В.[[Кукаркин]] и др.). К концу 20 века создана последовательная теория строения и эволюции звёзд.

=== Основные характеристики звёзд ===

Характеристики звезд можно разделить на кажущиеся (видимые) и истинные (абсолютные). Видимые характеристики зависят как от свойств самой звезды, так и от расстояния до неё и от свойств вещества в пространстве между звездами и наблюдателем, а также от методов и приборов, с помощью которых ведётся наблюдение. Важнейшей видимой характеристикой звезд служит её [[блеск]]; его принято выражать в логарифмическая шкале [[звёздная величина|звёздных величин]]. Самая яркая звезда ночного неба – [[Сириус]] – по потоку излучения в сотни раз превосходит предельно слабые звезды, видимые невооружённым глазом.

Звезды отличаются друг от друга спектральным составом излучения, поэтому яркость звезд зависит от спектральной чувствительности метода измерения. В современной многоцветной [[астрофотометрия|астрофотометрии]] звезд выделяют полосы в ультрафиолетовой (U), синей (В), визуальной (V), красной (R), инфракрасной (I) и других областях спектра. Разность звёздных величин в соседних областях спектра называют [[показатель цвета|показателем цвета]]. Это количественная мера [[цвет звезды|цвета звезды]]. Чем краснее звезда, тем больше показатель цвета и тем ниже температура её поверхности. Если одинаковые звезды находятся на разных расстояниях от нас, то чем ближе звезда, тем она кажется ярче (тем больше создаваемая ею освещённость у поверхности Земли).

Полную мощность излучения ([[светимость]]) звезд можно определить только в том случае, если кроме видимой яркости звезды известно ещё и расстояние до неё. Если расстояние до звезды неизвестно, то её светимость оценивают по приближённым эмпирическим зависимостям. Так, температура большей части звёзд определяет их светимость. Кроме того, для переменных звезд типа [[цефеиды|цефеид]] существует зависимость периода пульсации от светимости.

Важнейшее значение в астрофизике имеет спектральная классификация звезд. [[Спектральные классы звёзд]] установлены эмпирически по ряду характерных особенностей спектра звезд. В первую очередь спектральные классы характеризуют температуру поверхности звезды, от которой зависят возбуждение и ионизация атомов, то есть факторы, определяющие наличие тех или иных линий и их интенсивность в звёздных спектрах. Классы обозначаются по традиции заглавными латинскими буквами. Основные спектральные классы О, В, A, F, G, K, М, L расположены в порядке понижения температуры поверхности звезд. Самые горячие (50 тыс. К) звезды (голубые) относятся к классу О, а самые холодные (2–3 тыс. К) звезды (красные) – к классам М и L.

Кроме спектральной классификации существует классификация звезд по их светимости. По простейшей классификации различают звёзды-гиганты и звёзды-карлики. При более подробной классификации выделяют сверхгиганты, субгиганты, субкарлики и т.д. Эти подразделения образуют последовательности звезд на [[диаграмме Герцшпрунга – Рассела|диаграмме Герцшпрунга – Рассела]], отражающей связь температуры звезды с её светимостью. Большинство звезд на этой диаграмме образует [[главная последовательность|главную последовательность]]; на главной последовательности находится и [[Солнце]].

Основными параметрами звезд являются светимость <math>L</math>, масса <math>M</math>, радиус <math>R</math>. Их численные значения принято выражать соответственно в единицах светимости Солнца (<math>L_\text{☉} = 3,85 \cdot 10^{26} \text{Вт}</math>), массы Солнца (<math>M_\text{☉} = 1,99 \cdot 10^{30} \text{кг}</math>) и радиуса Солнца (<math>R_\text{☉} = 6,96 \cdot 10^8 \text{м}</math>).

Если бы все звезды имели одинаковый химический состав, то их светимость и радиус были бы однозначными функциями массы звезды. В действительности, в ходе эволюции по мере протекания термоядерных реакций в недрах звезд (см. [[Ядерные реакции в звёздах]]) химический состав и распределение химических элементов внутри неё меняются со временем. В молодых звездах и в наружных слоях всех звезд преобладают [[водород]] (72–75% по массе) и [[гелий]] (23–25%); остальные химические элементы (среди них наиболее распространены [[кислород]], [[азот]], [[железо]], [[углерод]], [[неон]]) составляют в сумме от 0,001% до 4% и встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. На поздних стадиях эволюции звезд имеют сложную структуру; они состоят из плотного, в основном гелиевого, ядра и оболочки исходного химического состава.

Массы звезд непосредственно определены только для Солнца и для некоторых двойных звезд, при этом для определения массы используются [[законы Кеплера]]. Косвенно массы звезд можно оценить по соотношению масса – светимость или спектру звезды (см. [[Массы небесных тел]]). По современным данным, массы звезд составляют от около 0,1 до около 100 <math>M_\text{☉}</math>.

Радиусы звезд определяются непосредственно для затменных двойных звезд, то есть систем, ориентированных по отношению к нам так, что одна звезда периодически заслоняет другую. Кроме того, для небольшого числа близких звезд удалось определить радиусы [[Звёздный интерферометр|методами интерферометрии]] и спекл-интерферометрии. Радиусы звезд заключены в пределах от около 0,01 <math>R_\text{☉}</math> (белые карлики) и даже нескольких километров (нейтронные звезды) до 100–1000 <math>R_\text{☉}</math> (сверхгиганты).

Из-за того, что звезды излучают не как абсолютно чёрное тело, распределение энергии в спектре звезд нельзя описать единой температурой. Поэтому температура поверхности (фотосферы) звезды, определяемая по наблюдаемому излучению, зависит от конкретного способа её нахождения. К основным параметрам следует отнести [[эффективная температура|эффективную температуру]] (<math>T_\text{э}</math>) звезды, то есть температуру, которую имела бы поверхность звезды, если бы она излучала как абсолютно чёрное тело той же светимости. Поток энергии <math>\varepsilon</math> с единицы поверхности звезды связан с <math>T_\text{э}</math> законом излучения Стефана – Больцмана: <math>\varepsilon = \sigma T^4_\text{э}</math> (<math>\sigma</math> – постоянная Стефана – Больцмана). Поэтому, зная светимость и радиус звезды, можно рассчитать <math>T_\text{э}</math>, и наоборот. С другой стороны, <math>T_\text{э}</math> может быть определена по спектральному классу звезды. Полные светимости звезд (во всём диапазоне электромагнитных волн) составляют от <math>10^{-4} L_\text{☉}</math> (слабые карлики) до <math>10^6 L_\text{☉}</math> (горячие сверхгиганты).

=== Внутреннее строение звёзд ===

Высокая светимость звезд, поддерживаемая в течение длительного времени, свидетельствует о выделении в них огромных количеств энергии. Современная физика указывает два возможных источника энергии звезд – гравитационное сжатие, приводящее к выделению гравитационной энергии, и термоядерные реакции, в результате которых из ядер лёгких химических элементов синтезируются ядра более тяжёлых элементов и выделяется большое количество энергии.

Как показывают расчёты, энергии гравитационного сжатия было бы достаточно для поддержания светимости Солнца на наблюдаемом уровне в течение всего лишь 30 млн. лет, в то время как из геологических и других данных следует, что светимость Солнца оставалась примерно постоянной в течение миллиардов лет. Гравитационное сжатие может служить источником энергии лишь для самых молодых звезд (например, типа Т Тельца). Термоядерные реакции протекают со скоростью, достаточной для поддержания светимости звезды на наблюдаемом уровне, лишь при температурах от 5 до 100 млн. К. В недрах звезды при таких температурах и огромных плотностях газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях звезда может находиться в равновесном состоянии лишь благодаря тому, что давление газа (и излучения), стремящееся расширить звезду, уравновешивается действием сил тяготения, стремящихся её сжать. Такое состояние называют гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная звезда представляет собой плазменный шар, находящийся в состоянии гидростатического равновесия.

Если внутри звезды температура по какой-либо причине повысится, звезда должна раздуться, поскольку возрастёт давление в её недрах. При этом температура и плотность газа (а следовательно, и давление) уменьшатся, и звезда снова вернётся в состояние равновесия. Зависимость между размерами звезды и температурой в её недрах можно сформулировать так: температура <math>T</math> в центре звезды пропорциональна отношению массы звезды <math>M</math> к её радиусу <math>R</math>, то есть <math>T \text{ ∼ } M/R</math>. Всё это относится к химически однородным звездам главной последовательности. Красные гиганты состоят из плотного горячего ядра (гелиевого или углеродно-кислородного) и протяжённой сравнительно холодной разреженной оболочки. Для них рассчитаны химически неоднородные модели, в которых плотность резко падает при переходе от ядра звезды к оболочке.

Существует ещё одна особенность, связанная с гидростатическим равновесием химически однородной звезды. Оказывается, что для нагрева такой звезды у неё нужно отбирать энергию, а не подводить, как при нагреве тел в земных условиях. Действительно, если звезда отдаёт свою энергию наружу, то температура и давление в ней уменьшаются. Силы тяготения, не уравновешенные внутри давлением, будут сжимать звезду и совершать работу, превращающуюся в теплоту. Работа силы тяготения при сжатии оказывается вдвое больше, чем отвод энергии наружу, что нагревает недра звезды. Наоборот, при подводе энергии к равновесной звезде она расширится и, совершив работу против сил тяготения, охладится. Эту особенность звезды называют «отрицательной теплоёмкостью».

Стационарное состояние звезды характеризуется не только механическим, но и тепловым равновесием, означающим, что скорость выделения энергии в недрах звезды и скорость излучения энергии с поверхности должны быть сбалансированы. При тепловом равновесии количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени (светимость звезды), определяется в основном теплоотводом. Здесь вновь проявляется один из парадоксов гидростатического равновесия. Если теплоотвод превысит тепловыделение, то звезда начнёт сжиматься и разогреваться. Это приведёт к ускорению ядерных реакций, и тепловой баланс будет вновь восстановлен. Таким образом, звезда является устойчивой саморегулирующейся системой.

Перенос энергии из ядра звезды к поверхности у большинства звезд осуществляется излучением. В более внешних слоях жёлтых и красных звезд перенос энергии осуществляется конвекцией. У массивных звезд в центральных областях энергия переносится конвекцией, а во внешних – излучением. Только в белых карликах существенную роль в переносе энергии играет электронная теплопроводность. На своём пути излучение подвергается как многократному рассеянию без изменения частоты, так и поглощению с последующим переизлучением (см. [[Звёздные атмосферы]]).

Если теплоотвод определяется только рассеянием излучения на свободных электронах, а давление – давлением излучения, то зависимость светимости от массы имеет простейший вид: <math>L ∼ M</math>. Это справедливо для наиболее массивных звезд с массами порядка 100 <math>M_\text{☉}</math>. Если же давление определяется давлением горячей плазмы, то <math>L \text{ ∼ } M^3</math> при <math>M</math> около <math>10 M_\text{☉}</math>. Для звезд, масса которых близка к массе Солнца, светимость пропорциональна 4–5-й степени массы. Чем больше масса звезды, тем существеннее роль рассеяния в сравнении с поглощением, то есть с переизлучением. Но соотношение этих процессов зависит и от химического состава вещества звезды Поэтому не существует единого соотношения масса – светимость для всех звёзд.

Важнейшее общее свойство соотношения масса – светимость заключается в том, что светимость звезды (за исключением самых массивных) пропорциональна массе в степени, превышающей единицу. Запас же ядерной энергии в звезде пропорционален её массе. Следовательно, чем больше масса звезды, тем быстрее она должна израсходовать свои ядерные источники энергии. Время жизни наиболее массивных звезд почти не зависит от массы и составляет около 3,5 млн. лет. По мере уменьшения массы звезды время её жизни растёт. Для звезд, масса которых близка к массе Солнца, время жизни растёт обратно пропорционально кубу массы звезды.

Радиусы известны из прямых измерений только для немногих звезд. Сравнение радиусов химически однородных моделей звезд главной последовательности с измеренными радиусами звезд показывает хорошее согласие. Радиусы звезд оценивают по светимости и эффективной температуре, которая однозначно связана со спектральным классом или показателем цвета. Массы известны только для Солнца и ряда двойных звезд. Поэтому удобно исключить массу из соотношений <math>T = T(M, R)</math> и <math>L = L(M)</math> и перейти от радиуса <math>R</math> к непосредственно наблюдаемым величинам: эффективной температуре или показателю цвета. Так получаются важнейшие зависимости: цвет – светимость, если за независимую переменную берётся показатель цвета, и диаграмма Герцшпрунга – Рассела, если пользуются эффективной температурой <math>T_\text{э}</math>. Обычно <math>T_\text{э}</math> заменяют спектральным классом звезды, так как каждому классу отвечает определённая <math>T_\text{э}</math>, а светимость – абсолютной звёздной величиной, которая пропорциональна логарифму светимости. Построенную таким образом диаграмму Герцшпрунга – Рассела применяют для сравнения выводов теории эволюции звезд с результатами наблюдений.

От левого верхнего до правого нижнего угла диаграммы Герцшпрунга – Рассела проходит главная последовательность, на которой находится большинство звезд, ниже её располагаются белые карлики. Выше главной последовательности лежат как молодые звезды, находящиеся в стадии гравитационного сжатия, так и звезды, далеко продвинувшиеся по своему эволюционному пути, – красные и жёлтые гиганты, сверхгиганты.

Относительная распространённость звезд разных типов в Галактике можно охарактеризовать так: на 10 млн. звезд главной последовательности приходится около 1 млн. белых карликов, примерно 1000 гигантов и только один сверхгигант. У звезд сферической составляющей Галактики верхняя часть главной последовательности отсутствует, зато хорошо представлены ветви красных и жёлтых гигантов.

=== Ядерные реакции и эволюция звёзд ===

В плоских подсистемах галактик процесс [[звездообразование|звездообразования]] продолжается непрерывно, происходит он и в современную эпоху. На это указывает, например, существование звезд-гигантов и сверхгигантов высокой светимости, у которых сроки истощения внутренних источников энергии с космологической точки зрения очень малы (3–4 млн. лет).

К молодым звездам относятся также звезды типа Т Тельца, которые находятся ещё в стадии первоначального гравитационного сжатия. Температура в центре таких звезд недостаточна для протекания ядерных реакций, и свечение происходит только за счёт превращения гравитационной энергии в теплоту. Звезды, рождающиеся в плоских подсистемах галактик, богатых межзвёздным газом и пылью, относятся ко второму поколению. Материалом для их образования послужили продукты взрывов звезд первого поколения, которые входили в сферическую подсистему галактик и образовались при формировании галактик. Таким образом, разделение звезд на населения плоской и сферической подсистем галактик имеет глубокий эволюционный смысл.

Гравитационное сжатие – первый этап [[эволюция звёзд|эволюции звёзд]] – приводит к разогреву центральной зоны звезды до температуры «включения» термоядерной реакции превращения водорода в гелий (около 10 млн. К). В недрах звезды главной последовательности возможны два типа термоядерных реакций: [[водородный цикл]] (протон-протонная цепочка) и [[углеродно-азотный цикл]]. В первом случае для протекания реакции требуется только водород, во втором необходимо ещё и наличие углерода. Вклад протон-протонной цепочки и углеродно-азотного цикла в энергетику звезд зависит как от температуры ядра звезды, так и от содержания в нём углерода.

Сопоставление теоретических моделей с наблюдаемыми параметрами звезд позволяет сделать вывод, что у звезды главной последовательности источниками энергии являются термоядерные реакции «горения» водорода в центральной зоне. Водород – главная составная часть космического вещества и важнейший вид ядерного горючего в звезде. Запасы его в звезде очень велики, так что звезды-карлики солнечного типа остаются на главной последовательности очень долгое время, измеряемое многими миллиардами лет. При этом пока в центральной зоне весь водород не «выгорел», свойства звезды и положение её на главной последовательности меняются мало.

После «выгорания» водорода в центральной зоне у звезды образуется гелиевое ядро. Термоядерные реакции «горения» водорода продолжают протекать лишь в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Ядро при этом сжимается, а оболочка расширяется. Для звезды с массой около <math>1 M_\text{☉}</math> это происходит, когда масса гелиевого ядра достигает <math>0,1 M_\text{☉}</math>. Оболочка звезды расширяется до ста радиусов Солнца. Из-за большой внешней поверхности звезды её эффективная температура становится низкой и звезда переходит в стадию красного гиганта. Сжатие гелиевого ядра звезды приводит к повышению его внутренней температуры. Для таких звезд характерна низкая внешняя, но очень высокая внутренняя температура.

С повышением внутренней температуры в термоядерные реакции вступают всё более тяжёлые ядра. Эти реакции являются не только источниками энергии звезды, но и приводят к синтезу тяжёлых химических элементов. Теоретическое исследование эволюции звезд на стадиях образования атомных ядер, более тяжёлых, чем <chem>^20Ne, ^24Mg</chem> представляет сложную проблему из-за последовательного усложнения структуры звезды. Для массивных звезд расчёты эволюции были выполнены вплоть до стадий, непосредственно предшествующих взрыву сверхновых звезд. К этому моменту полностью истощаются внутренние термоядерные источники энергии и теряется за счёт [[звёздный ветер|звёздного ветра]] часть оболочки звезды. Дальнейшая судьба З. зависит от массы её ядра. При массе ядра <math>1,4 M_\text{☉}</math> звезда переходит в стационарное состояние с очень большой плотностью, такие звезды называются [[белый карлик|белыми карликами]]. Молодые белые карлики, окружённые остатками оболочки гиганта, наблюдаются как планетарные туманности. При массе ядра, превосходящей <math>1,4 M_\text{☉}</math> (предел Чандрасекара), стационарное состояние звезды без внутренних источников энергии становится невозможным, так как давление не может уравновесить силу тяготения. Теоретически конечным результатом эволюции таких звезд должен быть [[гравитационный коллапс]] – неограниченное сжатие вещества их ядер. В случае, когда отталкивание нейтронов всё же останавливает коллапс, происходит мощный взрыв – вспышка сверхновой с выбросом вещества оболочки звезды со скоростью несколько тысяч километров в секунду. Это вещество может быть обнаружено как особая газовая туманность (см. [[Остатки вспышек сверхновых]]). Часть массы взорвавшейся звезды может остаться в виде сверхплотного тела – [[нейтронная звезда|нейтронной звезды]] или [[черная дыра|чёрной дыры]]. Открытые в 1967 [[пульсары]] отождествляются с теоретически предсказанными нейтронными звездами. Наконец, если конечная масса звезды превышает <math>2-3 \text{ } M_\text{☉}</math>, то гравитационный коллапс ведёт к образованию чёрной дыры.

Вспышки сверхновых имеют фундаментльное значение для обмена веществом между звездами и межзвёздной средой, а также для образования большинства химических элементов, из которых в конечном итоге образуются [[планеты]].

=== Нестационарные звёзды ===

Большую ценность для изучения природы звезд представляют физически [[переменные звёзды]], блеск которых меняется регулярным или нерегулярным образом под действием внутренних факторов. Для каждой галактической подсистемы характерны различные типы звёздной переменности; так, короткопериодические переменные типа RR Лиры встречаются только в сферических подсистемах галактик. У переменных звезд типа цефеид существует чёткая зависимость между периодом и светимостью, которая имеет очень большое значение для определения расстояний до звезды и галактик и, следовательно, для определения масштаба Вселенной.

Известно несколько механизмов, обусловливающих нестационарность звезды. Для переменных звезд типа цефеид – это периодические пульсации, сопровождающиеся изменением размеров, плотности и температуры звезды. Для некоторых типов переменных звезд нестационарные явления связаны с выходом на поверхность звезды ударных волн. Для [[вспыхивающие звёзды|вспыхивающих звёзд]] важную роль может играть электромагнитная активность в их атмосферах.

Однако не всегда нестационарность звезды имеет внутренние причины. Переменность звезд типа Т Тельца может создаваться процессами в окружающих их аккреционных дисках. Важную роль в объяснении переменности звезд типа FU Ориона (так называемые [[фуоры|фуоров]]) также может играть неустойчивость аккреционного диска, существующего около этих молодых звезды. Изучение новых звезд показало, что они принадлежат к тесным двойным системам и вспышки их связаны с перетеканием газа от одной из звезд на её близкого соседа, в вырожденной водородной оболочке которого время от времени происходят термоядерные взрывы. Нестационарность так называемых [[симбиотические звезды|симбиотических звёзд]] также объясняется тепловыми вспышками в водородном слое аккрецирующего белого карлика – спутника красного гиганта, быстро теряющего вещество. Часть этого вещества захватывается карликом и вызывает вспышки.

Происхождение и некоторые свойства массивных звезд с высокими пространственными скоростями, [[звезды Вольфа – Райе|звёзд Вольфа – Райе]] в двойных системах, рентгеновских источников в двойных системах объясняются в рамках теории эволюции [[тесные двойные звезды|тесных двойных звёзд]] с большой массой.

=== Литература статьи Большой российской энциклопедии ===

* ''Тейлер Р.'' Строение и эволюция звезд. М., 1973.
* ''Адлер Л.'' Атомы, звезды и туманности. М., 1976.
* ''Каплан С. А.'' Физика звезд. 3-е изд. М., 1977.
* ''Шкловский И. С.'' Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. 3-е изд. М., 1984.
* ''Масевич А. Г., Тутуков А. В.'' Эволюция звезд: теория и наблюдения. М., 1988.
* ''Сурдин В. Г.'' Рождение звезд. 3-е изд. М., 2001.

=== Ссылки ===

* [https://vk.com/video-11525744_456241015 Звезды и все живое (2016).]

== Звезды в астрологии ==

В [[астрология|астрологии]] — общее название астрономических объектов. Уже до&nbsp;н.э. произошло разделение звезд на две основные группы — подвижные звезды (то есть [[планеты]]) и [[неподвижные звезды]] (относительно большинства других звезд).

== Примечания ==
{{примечания}}
[[Категория:Ревизия 2021.11.20]]
[[Категория:НАЭ]]
[[Категория:Э]]