Занимательно о космогонии

Весьма существенно различаются звезды и по цвету. Это только невнимательному глазу кажутся они все одинаковыми. Астрономы разбили все существующие оттенки звездного цвета на 13 баллов и внимательно следят за их изменениями. Почему это так важно? Потому что цвет меняется соответственно температуре поверхности звезды. Из всех известных до сего дня наблюдаемых звезд самая холодная Хи из созвездия Лебедя. Цвет ее темно-красный, а температура порядка 1600 градусов по шкале Кельвина. Наиболее же горячими оказываются ядра планетарных туманностей; судя по голубовато-белому цвету, температура их доходит до 100 тысяч градусов.

Но самой главной характеристикой и температуры, и физико-химического состояния звезд являются их спектры поглощения. Вид звездного спектра зависит от многих причин. Тут и различия физических свойств звездной атмосферы из-за разных температур и давлений, и различия в химическом составе, влияют на спектр магнитные и электрические поля звезды, скорость ее вращения и многие другие причины. Очень важно, конечно, разобраться, что, как, от чего и насколько зависит, увидеть все важнейшие характеристики звезды как на ладони. Звездные спектры оказывают в этом деле ученым неоценимую услугу.

Сначала казалось, что безбрежный звездный океан вообще не может быть классифицирован в человеческом понимании. Но постепенно выяснилось, что большинство звезд можно объединить в сравнительно немногое количество классов. Сейчас принята так называемая гарвардская спектральная классификация. В ней десять классов, обозначенных латинскими буквами: O, B, A, F, G, K, M (N, R, S). Студенты, чтобы запомнить порядок следования спектральных классов, придумали мнемоническую фразу, действующую безотказно: «Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь». Пройдут годы, можно забыть, чем отличается один спектральный класс от другого, но всегда при виде вышеуказанной последовательности букв магическая фраза вспыхивает в памяти, как огненные письмена на пиру валтасаровом. Правда, остаются еще три дополнительных класса холодных звезд N, R, S, но то ли на них фантазии не хватило, то ли слишком редко встречались они студентам на экзаменах. Скоро, однако, десяти классов оказалось мало. Пришлось каждый разбить еще на десять подклассов. Получилась длинная спектральная лесенка из сотни ступенек. Не все они заполнены равномерно. Есть пустые, а есть и такие, на которых как в автобусе в часы «пик».

Самые горячие звезды объединены в класс О. В следующих классах температура снижается.

В начале нашего столетия два астронома Эйнар Герпшпрунг в Дании и Г. Рессел, о котором мы уже говорили, независимо друг от друга составили любопытные зависимости. На диаграммах они отложили по горизонтальной оси спектральные классы, а по вертикали — светимости, или абсолютные звездные величины. Можно было ожидать, что все поле диаграммы равномерно засеется точками звезд. На деле же получилось совсем не так. Подавляющее большинство звезд расположилось длинным хвостом по диагонали от верхнего левого угла диаграммы к нижнему правому. Эту диагональ назвали главной последовательностью, на которой где-то в середине ее затерялось наше Солнце.

Прежде всего на диаграмме расположились сверхгиганты и яркие гиганты. В левой части главной последовательности собрались горячие голубые звезды. За ними по степени уменьшения температуры вправо и вниз расположились белые звезды, потом желтые карлики, ниже красные звезды, и, наконец, совсем уж тусклые красные карлики заняли нижний угол диаграммы.

Результаты этой работы вызвали в астрономическом мире прямо-таки ликование. Ну еще бы: ведь в те годы считалось, что главным источником энергии звезды является ее гравитационное сжатие. И диаграмма вроде бы подтверждала эту гипотезу. Сжимаясь, каждая звезда проходила все этапы эволюции: от протозвезды к мрачному багрово-красному сверхгиганту, потом, по мере дальнейшего разогрева, ее цвет становился желтым и звезда получала название желтого гиганта, после чего она становилась голубовато-белой, ослепительно яркой; и горячей. С этого момента энергии сжатия на нагрев хватать переставало, и звезда, перейдя в разряд желтых карликов, начинала потихоньку остывать, становясь последовательно желтым карликом, красным карликом и в конце концов черным карликом. На этом жизненный путь звезды заканчивался!

Очень стройная гипотеза и диаграмма «Г — Р», как стали ее называть специалисты по именам создателей, весьма наглядно представляла этот путь. Разогреваясь, звезда двигалась в верхней части диаграммы справа налево, пока не достигала начала диагонали. Затем, в процессе остывания, начинала скользить по главной последовательности вниз. Тут все находило объяснение; даже незначительный разброс масс. Действительно, если все стадии развития проходила одна и та же звезда, то не мудрено, что массы сверхгигантов немногим отличаются от масс карликов. Не то что объемы звезд, или их плотности…