Зірки такі далекі, що навіть в найбільший телескоп вони виглядають всього лише точками. Як же дізнатися розмір зірки?
На допомогу астрономам приходить Місяць. Вона повільно рухається на тлі зірок, по черзі перекриваючи що йде від них світло. Хоча кутовий розмір зірки надзвичайно малий, Місяць затуляє її не відразу, а за час в декілька сотих чи тисячних часток секунди. За тривалістю процесу зменшення яскравості зірки при покритті її Місяцем визначають кутовий розмір зірки. А, знаючи відстань до зірки, з кутового розміру легко отримати її справжні розміри.
Але лише невелика частина зірок на небі розташована так вдало, що може покриватися Місяцем. Тому зазвичай використовують інші методи оцінки зоряних розмірів. Кутовий діаметр яскравих і не дуже далеких світил може бути безпосередньо виміряно спеціальним приладом - оптичним інтерферометрів. Але в більшості випадків радіус зірки (R) визначають теоретично, виходячи з оцінок її повної світності (L) і температури (T):
Розміри зірок бувають дуже різні. Зустрічаються зірки надгіганти, радіус яких в тисячі разів більше сонячного. З іншого боку відомі зірки-карлики з радіусом в десятки разів менше, ніж у Сонця.
Найважливішою характеристикою зірки є маса. Чим більше речовини зібралося в зірку, тим вище тиск і температура в її центрі, а це визначає практично всі інші характеристики зірки, а так само особливості її життєвого шляху.
Прямі оцінки маси можуть бути зроблені тільки на підставі закону всесвітнього тяжіння. Маса зірок коливається в значно менших межах: приблизно від 10 28 до 10 32 кілограм. Існує зв'язок між масою зірки і її світність: чим більше маса зірки, тим більше її світність. Світність пропорційна приблизно четвертого ступеня маси зірки:
З
Різноманіття зірок. Гарвардська класифікація зоряних спектрів.
Основний метод вивчення зірок - дослідження їх спектрів. Спеціальний апарат, який встановлюється на телескопі, за допомогою дифракційної решітки розкладає світло зірки по довжинах хвиль в райдужну смужку спектру. Астрономи отримують безліч відомостей про зірок, розшифровуючи їх спектри. Спектр зірки дозволяє визначити, яка енергія приходить від зірки на різних довжинах хвиль, і оцінити її температуру точніше, ніж за кольором. Численні темні лінії, що перетинають спектральну смужку, пов'язані з поглинанням світла атомами різних елементів в атмосфері зірок. Так як кожен хімічний елемент має свій набір ліній, спектр дозволяє визначити, з яких речовин складається зірка. Спектри зірок можна розділити на кілька основних класів.
Ще в 70-х роках XIX століття один з піонерів астрофізики директор Ватиканської обсерваторії А. Секкі запропонував першу класифікацію зоряних спектрів. Пізніше вона була розширена і уточнена.
У 1924 році Гарвардська обсерваторія завершила публікацію каталогу Г. Дрепера, що містить класифікацію понад 225 тисяч зірок. Сучасна класифікація є уточненою і доповненої версією цієї класифікації, загальноприйнятою в сучасній астрономії.
За Гарвардської класифікації виділялося сім спектральних класів, позначених латинськими літерами O, B, A, F, G, K, M. При русі по ряду зліва направо змінюється колір зірки: O - блакитний, А - білий, G - жовтий, М - червоний . У тому ж напрямку відповідно зменшується температура зірок.
П
Крім того, кожен основний клас ділиться ще на десять підкласів, наприклад О1, О2, О3 і так далі. Наше Сонце відноситься до класу G2.
З
У 1905 році голландський астроном Е. Герцпрунг спробував зіставити абсолютні величини зірок і їх спектральні класи. У 1913 році його роботу завершив американець Г. Рассел. В результаті вийшла знаменита діаграма, названа іменами вчених.
Як видно з діаграми, спектральний клас зірки та її світність знаходяться в деякій залежності: точки, які відповідають різним зіркам, групуються в кілька скупчень. Ці скупчення називають послідовностями.
Основна маса зірок належить головній послідовності. Чим гаряче зірка головної послідовності, тим більшу світність вона має. Окрім головної послідовності виділяються також білі карлики, гіганти і надгіганти.
Діаграма показує, що зірки даного спектрального класу не можуть мати довільну світність, і навпаки, зірки певної світності не можуть мати довільну температуру.