100 лет со дня рождения

 
физических свойств звёзд
. 
Прежде всего, наблюдаемые яркости звёзд очень различны. Яр-
кость звёзд выражается в 
звёздных величинах. 
Шкала звёздных ве-
личин строится так: увеличение видимой величины на единицу 
соответствует уменьшению яркости видимого света в 2,5 раза. Глаз 
человека способен воспринимать звёзды вплоть до шестой величи-
ны. С помощью сильных телескопов можно фотографировать звёз-
ды вплоть до двадцать четвертой величины. Видимая яркость звез-
ды в первую очередь зависит от её 
абсолютной яркости, 
т. е. от 
количества излучаемого ею света, и от расстояния до неё. Расстоя-
ния до многих звёзд известны. Расстояние до звезды определяется 
при помощи измерения её 
параллакса. 
Это тот угол, под которым 
со звезды виден диаметр земной орбиты. Зная видимую яркость 
звезды и расстояние до неё, можно определить так называемую 
абсолютную яркость
. Это та звёздная величина, которую данная 
звезда имеет на некотором раз навсегда фиксированном расстоя-
нии. Абсолютные яркости звёзд меняются в больших пределах 
–
на 
десятки звёздных величин. Абсолютная яркость является одной из 
весьма существенных физических характеристик звезды.
Другая фундаментальная характеристика звезды 
–
это её 
спектр. Спектры звёзд разбиты на ряд типов. В основе построения 
спектральной классификации лежат два обстоятельства: 1) распре-
деление энергии вдоль непрерывной части спектра 
–
оно позволяет 
определить температуру излучающей области 
–
и 2) характер от-
дельных тёмных линий излучения или светлых линий излучения 
(так называемые Фраунгоферовы линии). Тёмные линии в спектре 
возникают тогда, когда над излучающей поверхностью расположе-
ны газовые массы более холодные, чем излучающая поверхность. 
Они поглощают свет, длина волны которого строго соответствует 
той длине волны, которую сами газы излучают, будучи достаточно 
нагретыми. (На самом деле Фраунгоферовы линии тоже светлые, 
но на фоне гораздо более яркой остальной части спектра они вы-

---

226
III. ИЗБРАННЫЕ СТАТЬИ А.А. ЛЯПУНОВА
глядят тёмными). Светлые линии в спектре возникают в том слу-
чае, когда источником излучения является сильно нагретый и до-
статочно разряжённый газ. Чем горячее излучающая поверхность, 
тем более смещается в фиолетовую сторону наиболее яркая часть 
спект ра. Таким образом, характер спектра определяет температуру 
звезды, а также химический состав и строение её. Принята следую-
щая спектральная классификация звёзд.
Класс 0.
Основное излучение падает на яркие линии ионизи-
рованного гелия. Температура поверхности порядка 25
–
30 тысяч 
градусов. Цвет звезды белый или голубоватый. Хорошо видны ли-
нии поглощения нейтрального He (гелия).