Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее

Классификация по видимому блеску предполагала, что яркость звезд, отстоящих друг от друга на 5 звездных величин, отличается ровно в 100 раз[83]. Яркость определяется потоком излучения — количеством энергии, которое в единицу времени попадает на единичную площадку сферы, которой мысленно окружают звезду. Зная радиус этой сферы г (расстояние от наблюдателя до звезды) и поток излучения, можно по простой формуле найти светимость: L = 4r²F.

Классификация становилась все детальней. Звезды различаются не только по блеску, но и по виду спектра, что было открыто еще Фраунгофером. Итальянский астроном, директор Римской обсерватории Пьетро Анджело Секки (1818–1878), первым обратил внимание на связь между цветом звезд и их спектром. В работах периода 1863–1868 годов он разделил звезды на 4 группы по их спектральным особенностям (типичным линиям поглощения), характеризуя каждую группу определенным цветом: белым, желтым, оранжевым и красным.

Обилие спектральных портретов, полученных к концу 19 века, вызвало потребность в более подробном описании. В двух публикациях 1889 и 1897 годов директор Гарвардской обсерватории американец Эдвард Чарльз Пикеринг (1846–1919) предложил удобные буквенные обозначения для каждого класса, а впоследствии каждый класс был разбит на 10 групп, нумеруемых цифрами от 0 до 9. Последовательность классов, принятая ныне, задается буквами О, В, A, F, G, К, М[84]. Солнце по этой схеме относится к классу G2, Сириус — А1.

Для класса G характерны, например, сильно выраженные спектральные линии кальция и сравнительно ослабляющиеся при переходе от G0 к G9 линии водорода. Поэтому, зарегистрировав эти особенности в спектре какой-то звезды, мы можем полагать, что она довольно близка по свойствам к Солнцу.

Важную роль сыграла цветовая классификация, поскольку звезды по-разному излучают в различных диапазонах длин волн. Цвет можно довольно точно задавать количественно, применяя соответствующие оптические фильтры. Видимые звездные величины дополнительно различают по тому, сквозь какой фильтр они наблюдаются. Соответствующие индексы: R (красный), V (желтый, или визуальный, в основном соответствующий восприятию нормальным человеческим глазом), pg (фотографический, соответствующий данным на фотопластинках), В (голубой), U (ультрафиолетовый) присоединяются к указанию видимой или абсолютной звездной величины. Численная оценка показателя цвета делается по разности величин звезды, полученных в голубом и желтом фильтрах (так называемый B-V показатель). Это позволяет довольно точно включить звезду в один из спектральных классов.

Спектральные исследования открыли путь к определению эффективной температуры звездных поверхностей, точнее, верхних слоев звездной атмосферы. Оказалось, что спектральные классы содержат и своеобразную температурную классификацию звезд. Самые горячие — звезды класса О имеют поверхностные температуры порядка 30–40 тыс. градусов, самые холодные относятся к классу М, и их температура заключена в интервале 2,5–4 тыс. градусов.

Эта связь оказалась далеко не единственной. Вдоль последовательности спектральных классов — от М к А — возрастают массы, радиусы и светимости звезд. Это обстоятельство довольно легко усмотреть из диаграмм, где по оси абсцисс отложены спектральные классы (обычно от А до М) или показатели цвета, а по оси ординат — интересующая нас величина, например, масса или светимость.

Видимо, впервые использовал такую возможность датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873–1967), установивший в 1905 году зависимость между абсолютной звездной величиной и спектральным классом. Очень важный результат Герцшпрунга — разделение звезд по классам светимости на карликов и гигантов. Дело в том, что звезды одного и того же спектрального класса могут обладать чрезвычайно различной (в тысячи раз!) светимостью. При одинаковой температуре поверхности объяснить это можно только очень большим различием в радиусах. Предварительный отсев особо крупных и очень малых звезд позволил увидеть довольно четкую зависимость для обычного звездного населения[85]. Идея Герцшпрунга была развита директором обсерватории Принстонского университета в США Генри Норрисом Ресселом (1877–1957), который тщательно проанализировал диаграмму «спектр — абсолютная звездная величина», впоследствии названную диаграммой Герцшпрунга — Рессела.