SETI: Поиск Внеземного Разума

Масса звезды М, ее светимость L (т. е. мощность излучения — количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени), радиус R и температура поверхност и Т связаны между собой определенными соотношениями. Светимость звезды определяется количеством энергии, ежесекундно вырабатываемой в ее недрах. Чем больше масса звезды, тем выше давление, а следовательно, и температура в центральных областях ее, где идут термоядерные реакции. Скорость реакций очень сильно зависит от температуры. Поэтому в массивных звездах, где температура выше, реакции протекают быстрее, скорость выделения энергии, а значит, светимость звезды выше. Теория, в согласии с наблюдениями, дает, что светимость обычной звезды (с умеренной массой) пропорциональна четвертой степени ее массы (L ∝ M⁴). С другой стороны, светимость зависит от температуры поверхности и ее размера. Количество энергии, ежесекундно излучаемой с единицы поверхности звезды, равно σТ⁴ (здесь σ — постоянная Стефана-Больцмана). Следовательно, L = σТ⁴S = σТ⁴4πR² (здесь S — площадь излучающей поверхности). Параметры звезды удобно выражать через соответствующие параметры Солнца. На основании приведенных соотношений имеем:

Индекс ⊙ означает, что данная величина относится к Солнцу.

Если построить график, на котором по горизонтальной оси отложить температуру поверхности звезды, а по вертикальной оси отложить светимость, выраженную в абсолютной звездной величине[101], то на таком графике каждая звезда изобразится одной точкой (рис. 2.1.14). Этот график играет в астрономии исключительно важную роль и носит название диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Большинство звезд на диаграмме располагается вдоль линии, идущей из верхнего левого угла в нижний правый. Эта совокупность звезд получила название главной последовательности; Солнце относится к их числу. Помимо главной последовательности, выделяются еще два типа звезд: гиганты (и сверхгиганты), которые при той же температуре имеют гораздо более высокую светимость, чем звезды главной последовательности, и белые карлики, которые, напротив, при той же температуре имеют гораздо более низкую светимость.

Поверхностная температура звезд меняется в пределах от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч кельвинов, в очень редких случаях она может превышать 100 000 К. Светимость, пропорциональная четвертой степени температуры, меняется в гораздо более широких пределах от 10^-4 L_⊙ до 10⁶ L_⊙ .

На рис. 2.1.14 на верхней шкале по горизонтали нанесены спектральные классы звезд. По характеру спектра (т. е. в зависимости от того, какие спектральние линии и какого вида наблюдаются в спектрах звезд) все звезды разделены на несколько спектральных классов, которые обозначаются буквами: O, B, A, F, G, K, M. Кроме того, внутри каждого класса выделяются 10 подклассов, обозначаемые цифрами от 0 до 9. Наше Солнце относится к классу G2. Каждому спектральному классу соответствует определенная температура поверхности. Спектральные классы ярких горячих звезд иногда называют «ранними», а холодных звезд — «поздними». Эти названия условны и отражают господствовавшие одно время ошибочные представления об эволюции звезд вдоль главной последовательности. Характеристики звезд различных спектральных классов приведены в таблице 2.1.2.

Большинство звезд по размерам сопоставимы с Солнцем, их радиусы составляют от 0,1 R_⊙ до 10 R_⊙ . Это относится к звездам главной последовательности. Звезды-гиганты и сверхгиганты в сотни и даже тысячи раз превосходят Солнце. Например, диаметр Бетельгейзе (самая яркая звезда в созвездии Ориона — α Ориона) более, чем в 500 раз превышает диаметр Солнца. По сравнению с таким гигантом Солнце выглядит меньше, чем Земля по сравнению с Солнцем. Если поместить Бетельгейзе на место Солнца, то внутри ее оказалась бы не только орбита Земли, но и орбита Юпитера! Именно, из-за больших размеров гиганты при той же температуре имеют гораздо более высокую светимость. А очень малая светимость белых карликов, напротив, объясняется их очень малыми размерами. При массе приблизительно такой же, как у Солнца, они имеют размер порядка 10⁴ км, т. е. сопоставимый с размерами планет земной группы. Средняя плотность таких звезд чудовищно велика, она составляет 10⁶ г/см³ — в 100 тыс. раз больше плотности железа (для сравнения: средняя плотность Солнца 1,4 г/см³ — порядка плотности воды). Однако это не предел: нейтронные звезды (о которых мы упоминали в § 1.8) приблизительно в 1000 раз меньше Земли, их диаметр составляет всего 10-20 км!

Рис. 2.1.15. Сравнительные размеры звезд

Таким образом, мир звезд весьма разнообразен. Однако сказанное не исчерпывает его многообразия. Существует еще множество типов переменных и нестационарных звезд, а также вспыхивающие, новые и сверхновые звезды.