Звездные классы

После того как вы убедились в том, что звезды действительно солнца, но различны по величине и находятся на разных расстояниях от нашей системы, начинается второй этап знакомства. Вы задумывались над тем, чем отличаются звезды от Солнца? Если перевести этот вопрос на язык астрофизики, то можно сказать: «Вас прежде всего должны заинтересовать: температура звезд, их химический состав, физическое состояние и плотность вещества, масса, размеры и, наконец, энергия, которую звезды излучают в окружающее пространство».

Конечно, этими вопросами далеко не исчерпывается астрофизика, но они могут считаться все-таки достаточно важными среди самых главных. А ответить на них помогает цвет звезд. Взгляните на небо повнимательнее, и вы заметите, что звезды разноцветны. Тут и яростный голубой, похожий на отблеск электросварки, и белый, словно сияние кипящего в ковше металла, и желтый цвет, который бывает у волоска лампочки при пониженном напряжении, и даже красноватый — цвет остывающего железа... Конечно, сравнения можно придумать и другие. Не в том суть. А вот о чем может рассказать нам звездное многоцветье?

И тут вы сейчас увидите, что примеры были приведены не зря. Цвет звезд, как и цвета твердых тел, нагретых до различной температуры, связан со степенью раскаленности вещества. Так, самая холодная из известных сегодня звезд, Кси в созвездии Лебедя, имеет температуру примерно 1600 градусов на поверхности и светит тусклым красным светом. Зато самые горячие звезды — голубые ядра планетарных туманностей — имеют температуру, доходящую до 50 000 и 100 000 градусов. Более точно температуры звезд астрономы определяют по спектрам.

Вы помните, как некогда молодой бакалавр Исаак Ньютон разложил белый солнечный свет в радужную дорожку? И как много лет спустя два немецких ученых — физик Кирхгоф и химик Бунзен — разработали основы спектрального анализа веществ, сжигаемых в пламени газовой горелки? С тех пор спектры стали самым надежным удостоверением химического состава вещества.

Астрофизики с радостью приняли спектральный анализ на вооружение. Сначала казалось, что все звезды можно разделить на небольшое количество классов. Десять больших групп обозначили латинскими буквами: O, B, A, F, G, К, M (N, R, S) и назвали спектральными классами звезд. Чтобы запомнить последовательность, в которой они идут, наши студенты придумали мнемоническое правило, фразу: «Один бритый англичанин финики жевал, как морковь». Потому что запомнить, как идут буквы друг за другом, трудно, а нелепую фразу, даже при желании, из головы не выкинешь. Последние три класса — дополнительные и по сей причине в «студенческое правило» не попали.

Шло время. Скоро оказалось, что далекие светила, объединенные в один класс, далеко не одинаковы. Пришлось в недрах каждого класса ввести еще по десять подклассов, объединяющих звезды, наиболее близкие друг к другу по спектральным характеристикам. Получилась длинная лесенка из сотни ступенек. Не все они заполнены одинаково. Есть ступеньки пустые, а есть и такие, где сегодня становится опять тесновато.

Мы уже говорили о том, что любое светило, кроме нашего Солнца, в окуляре телескопа видно всегда только точкой. Более яркой или менее яркой, но только точкой. А потому мы можем судить лишь об общих, или, как называют их специалисты, интегральных, свойствах звезд: общем блеске, общей температуре, общем цвете... Хотя в действительности различные области огромного газового шара-звезды имеют эти характеристики весьма различными. Но что делать? Изучение общих свойств все же немало дало астрономам.

Давайте заглянем в звездные классы и познакомимся с их составами.

В классе O объединены самые горячие звезды, обладающие спектром в виде непрерывной радужной полоски, пересеченной темными линиями. Эти линии находятся в тех местах спектра, которые полагается занимать ионизированному¹ гелию, азоту и кислороду. Для любого астрофизика спектральная полоска — целый увлекательный рассказ о звезде, которой она принадлежит. Вот посмотрите-ка, что могут они рассказать о звездах первого класса O.

Яркий голубой цвет свечения звезды и темные линии поглощения ионизированных атомов в ее спектре говорят об очень высокой температуре ее внешних слоев. При такой температуре атомы двигаются в атмосфере звезды с огромной скоростью. Они часто налетают друг на друга, сталкиваются и теряют свои электроны, то есть ионизуются. Ионизированные атомы очень активны. Они вмешиваются во все физические процессы, стремясь во что бы то ни стало вернуть себе потерянный электрон. Это молодые звезды с очень мощными потоками излучения. Если бы на месте нашего Солнца была голубая звезда класса O, ни о какой жизни на ее планетах не пришлось бы и говорить.

Следующие классы — B и A — объединяют белые звезды. В них входят самые яркие белые светила нашего неба. Температура внешних частей у них уже пониже, чем у представителей предыдущего класса. Температура звезды класса B примерно 18 000—25 000°. А у звезд класса A она опускается до двенадцати тысяч градусов.

Звезды следующего спектрального класса F слегка желтоваты. На поверхности у них еще жарко — примерно 8000°. Однако при такой температуре летящим частицам ионизовать гелий и кислород уже не удается. В спектре проступают линии ионизированных атомов металлов.

Класс G для нас родной. К нему принадлежит Солнце. Температура верхних слоев солнечной фотосферы шесть тысяч градусов. В спектре можно наблюдать интенсивные линии поглощения железа и многих других металлов. Звезды — родственники нашего светила — светят желтым огнем.

При еще более низкой температуре, например порядка четырех тысяч градусов, как у звезд класса K, в бушующей плазме атмосферы сохраняются уже не только атомы, но и некоторые молекулы. Их спектры тоже можно заметить на фотопластинке. Светят звезды этого класса оранжевым светом.

В пределах одного и того же класса можно найти звезды-сверхгиганты и звезды-карлики. Звезды-сверхгиганты имеют огромную, чрезвычайно протяженную атмосферу очень малой плотности. Например, одна из звезд пары, составляющей систему Кси Возничего, — сверхгигант с атмосферой протяженностью в 32 000 000 километров! Верхние слои ее настолько разрежены, что на Земле в лабораториях физики были бы счастливы получить такой «вакуум». В спектре этой звезды видны тонкие и резкие линии, соответствующие различным элементам. Другое дело — звезда-карлик. Возьмем для примера наше Солнце. Наиболее плотный слой его атмосферы — всего 500 километров. Атмосферы же знаменитых «белых карликов» имеют глубину и вовсе в несколько метров. Тут уж резких линий в спектре не увидишь.

Класс M — последний из основных. К нему относятся «прохладные» красноватые звезды, в спектрах которых хорошо видны интенсивные полосы (а не линии) окиси титана и других молекулярных соединений. Всего двум с половиной — трем тысячам градусов равна температура на поверхности этих звезд.

Среди густо-красных и вовсе «холодных» звезд, населяющих три дополнительных класса — R, N, S — ярких объектов не обнаружено. Эти классы объединяют вообще небольшое количество звезд. Существует даже предположение, что это умирающие светила, израсходовавшие все свое ядерное горючее.

Примечания

1. Ионизированным называется атом, потерявший электроны, входящие в его оболочку. Один электрон потерян — однажды ионизированный атом, два электрона утеряны — дважды ионизирован и так далее.