Спектры — указатели расстояния до звезд

Если знать светимость звезды и сравнить ее с видимым блеском звезды, то легко рассчитать расстояние до нее. Если пользоваться абсолютной M и видимой звездной величиной m, то расстояние в световых годах D находится легко из формулы

Как выяснили Адамс и Кольшюттер (США), спектры звезд являются хорошими указателями светимости, а поэтому и расстояния, так как видимый блеск звезды га, нужный для сравнения, определить нетрудно.

Зная расстояния до некоторого числа звезд на основании других, весьма кропотливых методов их определения, можно было вычислить светимости и сопоставить их со спектрами тех же звезд. Результаты такого сопоставления изображены на рис. 155, описываемом нами несколько дальше (см. стр. 474).

Пока же достаточно сказать, что, например, обычным белым звездам определенного спектрального подкласса, допустим А0, A1, А2 и т. д., соответствует довольно определенная светимость, а какая именно — видно из упомянутой диаграммы.

Таким образом, достаточно определить точно спектральный подкласс обычной белой звезды, и мы уже приблизительно знаем ее светимость, а поэтому и расстояние. (Есть звезды класса А другой светимости, но и спектры у них несколько иные. Такие звезды встречаются редко.)

Почему это так — вопрос другой, но это не мешает нам пользоваться самим фактом.

С желтыми и красными звездами дело обстоит сложнее, хотя тоже достаточно определенно. Желтые и еще в большей степени красные звезды одного и того же спектрального класса резко делятся на две группы.

Рис. 138. Интенсивность почернения на негативах фотографий спектров гиганта и карлика одного и того же спектрального класса вблизи длины волны 4075 Å.

Одни из них названы гигантами, у них очень большая светимость. Другие названы звездами-карликами — их светимость значительно меньше. Звезд с промежуточной светимостью не существует, и светимость как карликов, так и гигантов одного и того же спектрального подкласса является довольно определенной.

И вот тут-то, на наше счастье, в спектрах желтых и красных карликов и гигантов, принадлежащих к одному и тому же спектральному классу, оказалось некоторое различие. Одни и те же темные линии в спектрах гигантов более тонки и резки, чем в спектрах карликов. Это помогает нам отличать их друг от друга.

Рис. 139. Спектры звезд-сверхгигантов (верхние в паре спектров) и звезд-карликов (нижние).

Мало того, относительная интенсивность некоторых пар линий обнаруживает четкую зависимость от светимости звезды. Спектры — паспорта карликов и гигантов — не вполне одинаковы. Так, например, спектры оранжевых звезд 61 Лебедя и Альдебарана в общем одинаковы, почему их и относят к одному и тому же спектральному классу К5. Но среди многочисленных одинаковых линий в их спектрах можно заметить, что линия кальция с длиной волны 4454 Å в спектре звезды-карлика 61 Лебедя сильнее линии ионизованного стронция 4215 Å, а в спектре гиганта Альдебарана — наоборот. Нужен некоторый навык, чтобы отличать друг от друга спектры гигантов и карликов. Удается установить зависимость между относительной интенсивностью пар линий (подобных названным выше) и светимостью звезды, а затем пользоваться ею в дальнейшем. Тогда, сфотографировав спектр звезды, находящейся на неизвестном расстоянии и имеющей неизвестную светимость, мы можем легко и быстро установить и то и другое.

Замечательно, что точность определения таким способом расстояний до звезд составляет около 20%, независимо от того, близка к нам звезда или далека. Это аналогично тому, как если бы мы могли с одинаковой относительной точностью измерить длину стола и расстояние от Москвы до Владивостока. Быть может, точность в 20% вам покажется недостаточно хорошей при измерении расстояния до звезд. Приходится с этим согласиться. Однако в большинстве случаев определить расстояние до звезды другим способом невозможно. Но для того чтобы по спектрам узнавать расстояния до звезд, многие расстояния необходимо было определить более прямым путем, и с ним мы познакомимся очень скоро.

Что касается физической причины второстепенных различий в спектрах карликов и гигантов, то она заключается в том, что атмосферы гигантов обширнее и разреженнее. Поэтому в них оказывается меньшее газовое давление, что сильно влияет на интенсивность некоторых линий. Остальные же линии, будучи чувствительны к изменению температуры газа, к изменению давления относятся с большим равнодушием.