4. КАК СЕ ИЗСЛЕДВАТ ЗВЕЗДИТЕ?

Блясък на една звезда наричаме осветеността, която тя създава върху земната повърхност. Във физиката осветеността се измерва с луксове. В астрономията поради историческата традиция е прието да се използват звездни величини (зв.в.), които се означават с буквата “m”, от лат.“magnitudo” - “велич⭈на”.  Скалата на видимите звездни величини е въведена  през 2 в.пр.Хр. от древногръцкия астроном Хипарх. На най-ярките звезди той приписал 1-ва зв.в., а на най-слабите видими с просто око 6-та зв.в.

През 19 век е установено, че човешкото око преценява отношението на блясъка на две звезди, а не абсолютната разлика. Тогава са изобретени първите уреди за измерване на звездния блясък – визуалните фотометри. След като с тези уреди били определени доста звездни величини, станало ясно, че окомерните оценки на Хипарх и други древни астрономи съвсем не са толкова неточни. Оказало се, че на интервал от 5 звездни величини съответства отношение на блясъка 100 пъти. Тогава отношението на блясъка на две звезди, които се различават  с 1 зв.в. е около 2.5, или по-общо:  m_n/m₁=2.5^n-1.

Пълният диапазон звездни величини, който използва астрономията – от Слънцето до най-слабите забележими в телескоп звезди, е около 51 зв.в. Това отговаря на отношение в блясъка, което се записва с  огромното число 10²⁰.

Видимият блясък зависи от пълния поток светлинна енергия излъчен от звездата, разстоянието до нея и степента на разсейване и поглъщане на светлината й в междузвездното пространство. Отчитането на тези три фактора ни позволява обективно да сравняваме звездите една с друга.
        На непредубеден наблюдател му се струва, че всички звезди са еднакво отдалечени от нас. Някои учени в минали времена се досещали, че звездите всъщност са далечни слънца. Самият Коперник разсъждавал, че след като Земята обикаля около Слънцето, то ние би трябвало да виждаме как близките звезди се преместват на фона на далечните, като описват едва забалежими елипси – отражение на земната орбита. Колкото по-далече е звездата, толкова по-малка елипса ще описва тя на небето. Ако измерим ъгъла, под който тази елипса се вижда от Земята, лесно можем да пресметнем разстоянието до звездата, при положение, че ни е известен радиуса на земната орбита. Този ъгъл се нарича паралактичен ъгъл p, а явлението тригонометричен паралакс. Методът на тригонометричните паралакси за сега е единствения начин за пряко определяне на разстоянията до звездите. На фигурата  е показано как се прилага този метод. Въведени са нови единици за разстояние – светлинната година (l.y.) и парсека (pc).

Разстоянията до звездите са различни, но нищо не ни пречи мислено да ги поставим на някакво произволно избрано от нас еднакво разстояние от Слънцето. За стандартно разстояние астрономите са се договорили да изберат 10 рс (33 l.y.). Така, ако знаем истинското разстояние и видимата величина, ще получим “абсолютната звездна величина” на звездата, която ще характеризира истинския й блясък. Зависимостта: M=m+5-5.lgr, където m е видимата, а М – абсолютната зв.в., ни позволява да определяме М или r.

Определянето на паралакси дори за близки звезди е трудна работа, която изисква продължителни наблюдения. Освен това, този метод е ограничен – позволява да се измери разстоянието до по-близките звезди. Затова се търсят и други начини, макар и приблизителни, за оценка на разстоянията до звездите и в частност до разсеяни звездни купове (РЗК), какъвто са Плеядите.

Методът на диаметрите се състои в следното: ако D е диаметъра на РЗК в парсеци, а d е ъгловият му диаметър в дъгови минути, то: D=r.sind’, където r   е разстоянието до купа в рс. Тогава: r=3438.D/d’, като D се оценява от класификация, която е основана върху степента на концентрация на звездите към центъра на купа и разположението на ярките и слаби членове. Куповете от даден клас имат еднакви диаметри.

Всичко, което знаем за природата на звездите, научаваме  единствено от тяхната светлина. Паспортът на една звезда е нейния спектър. От него можем да получим разнообразна информация за физическите условия и химическия състав на звездното вещество. Как става това? През 1814 г. австрийският физик Й. Фраунхофер забелязал, че непрекъснатият спектър на Слънцето е набразден с множество тъмни линии – нарича се линеен абсорбционен спектър.

От спектъра на една звезда можем да научим:

1. Химическия състав на веществото – “разшифроването” на спектъра разкрива елементите, от които е съставена атмосферата на звездите;

2. Температурата – в зависимост от температурата, атомите на един и същ елемент могат да показват различни абсорбционни спектри. Сравняването със спектри, където температурата е известна, дава повърхностната температура на звездата;

3. Пространствената скорост – несъмнено звездите се движат, но ние с нашите телескопи виждаме само тяхното движение по небесната сфера (нарича се собствено движение). Как да разберем дали те се приближават или отдалечават? Това може да ни разкрие спектрографът. С негова помощ астрономите забелязват, че абсорбционните линии се преместват от обичайните си положение към червения или синия край на спектъра. През 1843 г. австрийският учен К. Доплер открива, че синьото отместване означава приближаване, а червеното, че звездата се отдалечава от нас с определена скорост. Тази скорост се нарича радиална и за Плеядите тя е +5 км/сек., т.е. те се отдалечават от нас. Спектрите на звездите са много разнообразни, но внимателното сравняване показва, че те могат да се разделят на няколко спектрални класове. Сега се използва спектралната класификация на звездите, разработена в края на 19 и началото на 20 век в Харвардската обсерватория под ръководството на Едуард Пикеринг.

В началото на 20 век, датският астроном Е. Херцшпрунг обърнал внимание, че звезди с еднаква температура, могат да имат различна светимост. Това означава, че звезди с еднаква температура на повърхността, могат да излъчват за единица време различно количество енергия. За да изясни природата на този факт, Херцшпрунг подробно изследвал Плеядите и Хиядите. Изследванията потвърдили наблюденията. Звездите с малка светимост били наречени джуджета, а с голяма - гиганти.

През 1913 г. американският астроном Х. Ръсел направил списък на всички звезди, за които тогава били известни спектралния клас и разстоянието. По познатата ни вече формула той изчислил абсолютните звездни величини М на тези звезди и построил графика. По абсцисата нанесъл спектралния клас, а по ординатата М. Получената диаграма показва, че между двете величини има определена връзка. Тази диаграма прилича на получената от Херцшпрунг. Звездите се групират основно по диагонала от горния ляв към долния десен ъгъл – тази ивица се нарича “главна последователност” (ГП). Има още една ивица - успоредна на абсцисата, около абсолютна звездна величина нула, която нарекли “последователност на гигантите”. Така била получена диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел (Х-Р).

При построяване диаграмата на Х-Р за разсеяни звездни купове, какъвто са Плеядите, е необходимо да се установи кои звезди действително са членове на купа и кои не принадлежат към него. Един от критериите за принадлежност е самата тази диаграма. Ако звездата рязко се отклонява от обрисуваните от другите звезди последователности, с голяма вероятност тя не е член на купа.