Глава 19. Цвет и масса звезд.

Во время наблюдений можно обратить внимание на то, что звезды имеют различный цвет, хорошо заметный у наиболее ярких из них. Цвет нагреваемого тела, в том числе и звезды, зависит от его температуры. Это дает возможность определить температуру звезд по распределению энергии в их непрерывном спектре.

Цвет и спектр звезд связаны с их температурой. В сравнительно холодных звездах преобладает излучение в красной области спектра, отчего они и имеют красноватый цвет. Температура красных звезд низкая. Она растет последовательно при переходе от красных звезд к оранжевым, затем к желтым, желтоватым, белым и голубоватым. Спектры звезд крайне разнообразны. Они разделены на классы, обозначаемые латинскими буквами и цифрами.

Последовательность спектральных классов выражается так:

OBAFGKM

Спектры звезд двух соседних классов еще существенно различаются между собой. Поэтому внутри каждого класса выделяют еще десять подклассов, так что последовательность выглядит следующим образом:

O0 – O1 – O2 – O3 – O4 – O5 – O6 – O7 – O8 – O9 – B0 – B1 - … A9 – F0 – F1 – F2 - …

и так далее.

Звезды класса М имеют температуру поверхности 3000К. При такой температуре могут существовать некоторые химические соединения, например, оксид титана. Звезды класса К и Gимеют температуру поверхности 4000 – 6000К, там присутствуют атомы металлов, но уже нет химических соединений. В звездах класса Fс температурой до 7500К большая часть металлов ионизируется. У звезд класса А температура поверхности 8000 – 10500К. Здесь атомы металлов ионизованы дважды и большее число раз, и водород становится более интенсивным. У звезд класса В температура поверхности еще более высока, 11000 – 15000К. При таких условиях ионизуются кислород, азот и водород. Наконец, в самых горячих звездах класса О, с температурой от 15000 до 50000К и более, полностью ионизуется водород, и подвергается ионизации даже гелий.

Соответственно меняется и цвет звезд.

Спектральный класс Цвет звезды

М Красноватый

К Оранжевый

G Желтый

F Светло-желтый

А Белый

В Бело-голубой

О Голубой

Однако, астрономия – точная наука. Поэтому цвет в астрономии не только качественный, но и количественный показатель. Этот количественный показатель называется колор-индекс (CI).

Имеется еще одна связь двух физических характеристик между собой. Это светимость звезды и ее масса. Уменьшение светимости (увеличение абсолютной звездной величины) неуклонно сопровождается уменьшением массы звезд. Массы звезд принято выражать в солнечных массах.

Таблица 3. Зависимость абсолютных звездных величин от массы звезд.

Название звезды	Абсолютная звездная величина	Масса, выраженная в единицах массы Солнца
Капелла	- 0,2	4,2
Спутник Капеллы	+ 0,1	3,3
Сириус	+ 1,3	2,5
α Центавра	+ 4,7	1,1
Спутник η Большой Медведицы	+ 5,7	0,7
Спутник η Волопаса	+ 7,8	0,5
Спутник β 416	+ 9,2	0,3
Спутник σ Эридана	+ 12,9	0,2
Спутник η Скорпиона	+ 13,4	0,18

Итак, физические характеристики звезд отчетливо делятся на две группы.

I группа: спектральный класс, показатель цвета, температура поверхности.

II группа: светимость, масса.

В каждой группе достаточно знать одну величину, чтобы вычислить остальные. Однако, необходимо выяснить, имеется ли какая-то связь между характеристиками из разных групп.

С этой целью в начале XXвека голландецГерцшпрунг и американецРессел, независимо друг от друга построили диаграмму. По горизонтальной оси откладывался последовательность спектральных классов от О до М, а по вертикальной – абсолютные звездные величины звезд так, чтобы они убывали вверх по оси, и, следовательно, светимости росли. В результате каждая звезда отобразится на диаграмме точкой. Поскольку изучается много звезд, интересно посмотреть, каким образом на диаграмме расположатся все точки, соответствующие изучаемым звездам. Если зависимость между спектральным классом и абсолютной звездной величиной тесная, то, скорее всего, все точки на диаграмме расположатся вдоль какой-то линии. Если вообще никакой зависимости нет, то точки должны равномерно покрыть всю область диаграммы. Если зависимость есть, но носит сложный характер, то на диаграмме должны образоваться различные области, в которых точки сосредоточены теснее, и области, в которых точек нет вовсе.

Именно такая картина не сильной, но весьма сложной зависимости и представилась, когда Герцшпрунг и Рессел, а вслед за ними и остальные астрономы стали изучать диаграмму, которая теперь называется диаграммой «спектр – светимость».

Рис.19/1. Диаграмма Герцшпрунга – Рессела (свет – светимость)

Мы видим, что точки на диаграмме располагаются в нескольких областях, и не встречаются в других местах. Каждую такую область принято называть последовательностью, и каждая последовательность получила свое название. Самая длинна последовательность, богато насыщенная звездами, называется главная последовательность. К этой последовательности принадлежит больше всего звезд, в том числе и наше Солнце. Под главной последовательностью располагается последовательность белых карликов и субкарликов. Звезда-субкарлик излучает в 4-5 раз меньше света, чем звезда главной последовательности того же спектрального класса. Белые карлики называют так из-за малой светимости, которая в 200 – 6000 раз меньше, чем у звезд главной последовательности того же спектрального класса. От главной последовательности, в том месте, где расположены звезды классов FиG, отходит вверх ветвь красных гигантов. Наконец, на самом верху расположена последовательность сверхгигантов – звезд наибольшей светимости, излучающих в десятки тысяч раз интенсивнее, чем наше Солнце.