Вместо звездочки поставьте такую цифру, чтобы полу иметь число, кратное 9 (рассмотрите все возможные вы случаи): 1) 62 8 * 1, 2) 57 * 582; 3) 7 * 51

Цвет и температура звезд. Во время наблюдений звездного неба вы могли заметить, что цвет звезд различен. Подобно тому как по цвету раскаленного металла можно су­дить о его температуре, так цвет звезды свидетельствует о температуре ее фотосферы. Вы знаете, что между макси­мальной длиной волны излучения и температурой суще­ствует определенная зависимость. У различных звезд максимум излучения приходится на разные длины волн.

Известно много звезд более горячих, чем Солнце. К ним относятся, например, белые звезды (Спика, Сириус, Вега).

2. Спектры и химический состав звезд. Важнейшие све­дения о природе звезд астрономы получают, расшифровывая их спектры. Спектры большинства звезд, как и спектр Солнца, представляют собой спектры поглощения: на фоне непрерывного спектра видны темные линии.

3. Светимости звезд. Звезды, как и Солнце, излучают энергию в диапазоне всех длин волн электромагнитных колебаний. Вы знаете, что светимость (L) характери­зует общую мощность излучения звезды и представляет одну из важнейших ее характеристик.

4. Радиусы звезд. Используя самую современную тех­нику астрономических   наблюдений, удалось в настоящее время непосредственно измерить угловые диаметры (а по ним, зная расстояние, и линейные размеры) лишь несколь­ких звезд. В основном астрономы определяют радиусы звезд другими методами. Один из них дает формула (45). Если известна светимость L и эффективная температура Т звезды, то, используя формулу (45), можно вычислить радиус звезды R, ее объем и площадь фотосферы.

5. Массы звезд. Масса звезды — одна из важнейших ее характеристик. Массы звезд различны.  Однако,  в отличие от светимостей и размеров, массы звезд заключены в срав­нительно узких пределах: самые массивные звезды обычно лишь в десятки раз   превосходят Солнце, а наименьшие массы звезд порядка . Основной метод определения масс звезд дает исследование двойных звезд

6. Средние плотности звезд. Так как размеры звезд раз­личаются значительно больше, чем их массы, то и средние плотности звезд сильно отличаются друг от друга. У ги­гантов и сверхгигантов плотность очень мала. Например, плотность Бетельгейзе около 10-3 кг/м3. Вместе с тем су­ществуют чрезвычайно плотные звезды. К ним относятся небольшие по размерам белые карлики (их цвет об­условлен высокой температурой). Например, плотность бе­лого карлика Сириус В более 4•107 кг/м3. В настоящее время известны значительно более плотные белые карлики (1010—1011 кг/м3). Огромные плотности белых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, кото­рое представляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, которое сжимается из-за гравитационной неустойчивости и постепенно принимает шарообразную форму. При сжатии энергия гравитационного поля переходит в основном в тепло и излучение, и температура протозвезды увеличивается. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов K, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается.

В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда на относительно небольшое время становится одним из субгигантов. В какой-то момент, когда гелиевое ядро становится слишком массивным, в нём начинается горение гелия и звезда переходит на стадию красных гигантов или сверхгигантов. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы[3].

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — изменения в звёздах протекают настолько медленно, что не могут быть замеченными даже по тысячелетий. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которых находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое рас в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.