Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Звезды класса О характеризуются почти полным отсутстви­ем линий поглощения в спектрах, из чего сразу следует, что эти звезды весьма горячи — до 8о тыс. К. Сравните эту величину с температурой поверхности Солнца, равной 5780 К, и «почув­ствуйте разницу». Цвет этих звезд — голубой или голубоватый. Далее по мере уменьшения температур идут голубовато-белые звезды класса В, белые звезды класса А, желтоватые класса F, желтые класса G, оранжевые класса К и красные класса М. Еще холоднее и «краснее» звезды классов L и Т, которые и звездами- то назвать несколько неудобно, однако, поскольку они не яв­ляются планетами, приходится все-таки причислить их к звез­дам. Спектральные классы R, N и S являют собой ответвления от классов G и К. Принадлежность звезды к классу R, N или S определяется не температурой ее поверхности, а химическим со­ставом наружных слоев. Так, R- и N-звезды содержат во внеш­них слоях молекулы углерода, циана и моноокиси углерода, а в спектрах S-звезд имеются полосы окиси титана, циркония и, как это ни странно, линии технеция. Странно — потому что элемент технеций не имеет ни одного стабильного изотопа, следователь­но он образуется в самих звездах где-то вблизи их поверхности в результате каких-то еще не вполне понятных ядерных реакций. «Утешимся» однако тем, что звезды R-, N- и S-классов доволь­но редки и не влияют на общую картину. То же относится и к W-звездам, которых известно порядка 250. «Уродцы» интерес­ны сами по себе, но не в контексте изучения свойств типичных звезд. В конце концов, и люди иногда рождаются шестипалыми, но никому не придет в голову сказать, что шестипалость — обя­зательное свойство человека.

Итак, имеем «линейку» со спектральным классом О (8о тыс. К) на одном ее конце и спектральным классом М (3 тыс. К) на другом. Каждый класс разделен на ю подклассов, например: Ао, Ai, А2,... А9, а следом идет уже Fo. По мере движения слева направо вдоль этой «линейки» температуры поверхности звезд

133

монотонно уменьшаются, а равно уменьшается и светимость — не для всех звезд, но д ля многих.

Спектр звезды и ее светимость (относительную) определить очень легко. Зная расстояние до звезды, можно найти ее абсо­лютную светимость. С расстояниями, правда, загвоздка: надеж­ный параллактический метод хорошо работает лишь на сравни­тельно небольших расстояниях, во всяком случае не превышаю­щих 100-200 пк. Для больших расстояний существуют другие методы — увы, менее точные. Прежде всего это метод измере­ния расстояний по цефеидам. Цефеиды — правильные перемен­ные звезды, причем наблюдается довольно четкая зависимость между абсолютной светимостью цефеиды и периодом ее пульса­ций. Выяснить период ничего не стоит, а уж из него и из относи­тельной светимости цефеиды очень просто найти расстояние до нее — разумеется, с той точностью, с которой выполняется зави­симость «светимость-период».

Стало быть, если в каком-то звездном скоплении есть хотя бы одна цефеида, мы можем легко найти расстояние до нее, а зна­чит, для любой звезды этого скопления. Размерами скопления приходится пренебречь, что в большинстве случаев оправдано.

Но! Цефеиды встречаются нечасто, это сравнительно корот­кая стадия жизни массивных звезд, и далеко не всякое скопле­ние содержит цефеиды. И как быть со звездами, не входящими в скопления?

К счастью, и в радиусе 100-200 пк от Солнца находится доста­точное количество звезд, чтобы на основе их изучения пытаться строить какие-то закономерности.

Прежде всего: влияет ли масса звезды на ее температуру и, следовательно, на спектральный класс? Этот вопрос был, по­жалуй, главным для нарождающейся астрофизики XIX века. Из самых общих соображений следовало: да, влияет. Но как это проверить? Ведь надежного метода определения массы одиноч­ной звезды не существовало, как и не существует до сих пор.

Что осталось астрономам? Во-первых, молчаливо предполо­жить, что звезды одного спектрального класса и равной светимо­

134

сти имеют и равные массы. Во-вторых, присмотреться к двойным звездам (особенно удобны затменные переменные) и по третье­му закону Кеплера вычислить сумму их масс. Если также удается определить орбиту каждого компонента двойной системы отно­сительно общего центра масс, то можно вычислить и массу каж­дого компонента в отдельности.

Итак, проделав весьма громоздкую работу по определению звездных характеристик, можно построить зависимости «масса- светимость» (А.С. Эддингтон выполнил эту работу чисто теоре­тически, после чего его выводы были подтверждены на наблю­дательном материале) и «спектральный класс-масса». Но, как ни странно, куда более наглядной оказалась диаграмма «спектр- светимость», вообще не требующая знания массы звезды!

Вид этой диаграммы, более известной под названием диа­граммы Герцшпрунга-Рессела, приведен на рис 16. Каждой точ­ке на диаграмме соответствует звезда. Что в этой диаграмме бро­сается в глаза?