Солнце - центральное и самое массивное тело Солнечной системы. Его масса в 333 000 раз больше массы Земли и в 750 раз превышает массу всех других планет, вместе взятых. Солнце - мощный источник энергии, постоянно излучаемой им во всех участках спектра электромагнитных волн - от рентгеновских и ультрафиолетовых лучей до радиоволн. Это излучение оказывает сильное воздействие на все тела Солнечной системы: нагревает их, влияет на атмосферы планет, дает свет и тепло, необходимые для жизни на Земле.
Вместе с тем Солнце - ближайшая к нам звезда, у которой в отличие от всех других мы можем наблюдать диск и при помощи телескопа изучать на нем мелкие детали. Солнце - типичная звезда, поэтому его изучение помогает понять природу звезд в целом.
В основном Солнце состоит из водорода с примесью 10% гелия. На нашей звезде вещество сильно ионизировано (атомы потеряли свои внешние электроны и вместе с ними стали свободными частицами ионизированного газа - плазмы.
В центре Солнца температура составляет около 15,7 млн градусов Цельсии. При такой температуре ядра атомов водорода (протоны) имеют очень высокие скорости (сотни километров в секунду) и могут сталкиваться друг с другом, несмотря на действие силы отталкивания. Некоторые столкновения завершаются ядерными реакциями, при которых из водорода образуется гелий и выделяется большое количество теплоты. Эти реакции являются источником энергии Солнца на современном этапе его эволюции. В результате количество гелия в центральной области Солнца постепенно увеличивается, а водорода - уменьшается.
Всё Солнце можно условно разделить на 4 часть:
- внутренняя центральная область (ядро) - там давление и температура обеспечивают протекание ядерных реакций; составляет примерно 1/3 от радиуса солнца
- "лучистая" зона - энергия передаётся наружу от слоя к слою; расстояние от 1/3 радиуса до 2/3
- конвективная зона - от лучистой до самой верхней видимой границы Солнца; уменьшение температуры
- атмосфера
Временами в отдельных областях фотосферы тёмные промежутки меж гранулами увеличиваются, образуются небольшие округлые поры, некоторые из них развиваются в большие тёмные пятна, окружённые полутенью, состоящей из продолговатых, радиально вытянутых фотосферных гранул.
Двойные звёзды называются визуально-двойными, если их двойственность может быть замечена при непосредственных наблюдениях в телескоп. Однако некоторые звёзды могут быть лишь оптически-двойными, т.е. близость таких двух звёзд является результатом случайной проекции их на небо. Если же при наблюдении звёзд выясняется, что они образуют единую систему и обращаются под действием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс, то такие зовутся физическими двойными. Если компоненты двойной звезды при взаимном обращении подходят близко друг к другу, то даже в самый сильный телескоп их нельзя видеть раздельно. В этом случае двойственность может быть определена по спектру. Такие звезды будут называться спектрально-двойными.
Звёзды очень большой светимости зовутся сверхгигантами. Красные сверхгиганты и оказываются такими по размеру:
Бетельгейзе и Антарес в сотни раз больше Солнца по диаметру. Более далекая от нас VV Цефея настолько велика, что внутри нее поместилась бы Солнечная система с орбитами планет до орбиты Юпитера включительно. Однако массы сверхгигантов больше солнечной всего лишь в 30-40 раз.
Цефеиды - переменные звёзды, жёлтые гиганты или сверхгиганты, периодически изменяющие светимость и наблюдаемую яркость. Амплитуды изменения яркости у цефеид составляют не более 1,5 звездной величины при периодах от десятков минут до нескольких десятков суток. Этот период у них долгие годы постоянен с точностью до долей секунды.
На рисунке 3 представлены изменения яркости и сопутствующие им изменения температуры и лучевой скорости цефеид. С изменением температуры несколько меняется и спектральный класс цефеиды. Причина этого состоит в том, что цефеиды - пульсирующие звезды. Они периодически расширяются и сжимаются. Сжатие наружных слоев вызывает их нагрев.
Цефеиды делятся на две группы: короткопериодические (период меньше суток) и классические. Классические холоднее и чем больше период светимости, тем выше светимость. При периоде в 50 суток их светимость в 10 тыс. раз больше, чем у Солнца.
Вспышка новой звезды происходит обычно за несколько дней - катастрофически, а возврат к пержней светимости длится годами и сопровождается колебаниями яркости.
Некоторые особые звезды, невидимые ранее, неожиданно вспыхивают и угасают подобно новым звездам. Однако в максимуме светимости они бывают в тысячи раз ярче, чем новые звезды. Их называют сверхновы ми звездами. Скорость выброса газов из них тоже во много раз больше, чем у обычных новых звезд.
Нейтронные звёзды - конечная стадия эволюции звёзд с массой чуть больше Солнца.