Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса

K0 — K9

оранжевый (+0,82) — (+1,35)

ионизированный кальций (наиболее выражен), натрий (наиболее выражен)

5200–4000

M0 — M9

красный (+1,41) — (+2,00)

оксид титана, гидроксид кальция

3700–2700

(Данные в таблице основаны на источнике: Harold L. Johnson, Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 4 [1966], pp. 193–206; а также на статье онлайн-энциклопедии:cation и на других ресурсах.)

Следует отметить, что астрономы обнаружили еще более холодные звезды, причисленные к другим спектральным классам, — это класс L, куда входят звезды с температурой поверхности от 2500 до 1300 К, и класс Т, в котором оказались светила с температурой менее 1300 К. Первые едва ли могут считаться настоящими звездами, создающими энергию, необходимую для излучения света, благодаря идущему в их недрах термоядерному синтезу ядер гелия из ядер водорода. Звезды типа Т слишком холодны для такого термоядерного синтеза и поэтому должны полагаться на иной источник энергии, наличие которого могло бы объяснить их слабое излучение, — скорее всего, таким источником становится тепло, которое возникает за счет гравитационной энергии, высвобожденной при их образовании. Эти самые холодные из звездных объектов получили наименование коричневых карликов. Они необычайно тусклые, и из-за этого о них известно очень мало.

Сводим все воедино: диаграмма Герцшпрунга — Рессела

Точно установив расстояния до звезд, астрономы могут легко преобразовать наблюдаемый звездный блеск (или световой поток) в собственную светимость. Это важное свойство звезды, и наряду с температурой ее поверхности (определяемой по наблюдаемому показателю цвета звезды или спектральному классу) оно дает необходимые указания на классы звезд, странствующих в окрестностях Солнца и за их пределами (рис. 6.2).

Диаграмма Герцшпрунга — Рессела (или Г — Р), впервые разработанная в 1913 году датчанином Эйнаром Герцшпрунгом и американцем Генри Норрисом Ресселом, показывает различные классы светимости звезд. «Густонаселенная» главная последовательность проходит по диагонали от верхнего левого угла к нижнему правому. В этом «ансамбле» играет подавляющее большинство звезд. На главной последовательности самые голубые и горячие звезды — самые яркие, а самые красные и холодные — наиболее тусклые. Это следует из поверхностной температуры звезды, при которой светимость меняется приблизительно как температура в четвертой степени. Полное соотношение выражается следующей формулой: L = ?(4?R²)T⁴, которая количественно определяет тепловое излучение, исходящее от сферической поверхности горячего тела (которое мыслится как идеальный излучатель, или абсолютно черное тело, пребывающее в тепловом и радиационном равновесии с окружающей средой). Величина (4?R²) соответствует площади излучающей поверхности сферического тела (в квадратных метрах), температура поверхности (Т) измеряется в кельвинах, а ? в этой формуле — коэффициент пропорциональности, постоянная Стефана — Больцмана. При привязке к светимости Солнца, L_Sun, соотношение упрощается: L / LSun = (R / RSun)²(T / TSun)⁴.

Рис. 6.2. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела, показывающая светимости и температуры поверхности звезд в окрестностях Солнца и за их пределами. Расстояния до всех звезд на этой диаграмме определены по их геометрическим параллаксам. Диагональная главная последовательность достаточно населена; яркие голубые звезды занимают верхний левый угол, тусклые красные звезды — правый нижний. В ветви гигантов относительно меньше звезд, что согласуется с ограниченным объемом пространства, измеримого с помощью метода геометрического параллакса, и с относительной редкостью самих гигантов. Белых карликов на диаграмме мало из-за их крайней тусклости, из-за которой их очень трудно обнаружить. (По источнику: R. Powell, An Atlas of the Universe.)

Другими словами, радиус звезды и температура ее поверхности в значительной степени определяют ее светимость. Звезды на главной последовательности несколько различаются по радиусу и более заметно — по температуре. После возведения в четвертую степень вариации температуры ведут к огромной разнице в светимости. Скажем, если рассматривать только звезды, расположенные на главной последовательности, то представители спектральных классов О и В светят в 100 000 раз сильнее Солнца, а светимость Солнца в 10 000 раз выше, чем у звезд спектрального класса М. А вот у звезд-гигантов светимость выше, чем у их «коллег» со сходной температурой, занимающих главную последовательность, поскольку гиганты намного больше, — некоторые из них в сотни и тысячи раз больше Солнца. С белыми карликами все происходит с точностью до наоборот: они намного тусклее, чем их эквиваленты на главной последовательности, потому что они в сотни раз меньше. Многие белые карлики не больше Земли. В двенадцатой главе мы поговорим о том, какие эволюционные процессы лежат в основе этих различных классов звезд.

Звездные массы