OBAFGKM.

Классы располагаются в порядке убывания температур звезд, от горячих с температурами в несколько десятков тысяч градусов (звезды О-В) до холодных с температурами в несколько тысяч градусов (звезды типа К-М).

ко вариантов шуточных фраз. Есть русский вариант: «Один Бритый Американец Финики Жевал Как Морковь». Желающие могут воспользоваться английским вариантом: “О, Be A Fine Girl, Kiss Ме!”6).

Поначалу вполне хватало семи букв, но потом оказалось, что различия между звездами тоньше. Пришлось каждый спектральный класс разбить на 10 подклассов, обозначая каждый класс одной из семи букв и цифрой от 0 до 9 в таком порядке: ...В9, АО, Al, А2, ..., А9, ... Солнце имеет спектральный класс G4. Таких звезд в нашей Галактике миллионы.

Звезды отличаются по температуре в десятки раз — от нескольких десятков тысяч градусов до тысяч градусов. Спектральная классификация позволяет определять температуру поверхности звезд. Но еще сильнее звезды отличаются по светимости. Напомним, что светимостью L звезды называется количество энергии, которое она излучает в единицу времени. Фактически светимость — это мощность, выделяемая в виде света. Светимость Солнца равна L® = 4 • 10 Вт. Есть звезды в миллион раз мощнее и в тысячи раз слабее Солнца, следовательно, Солнце по своей светимости — ничем не примечательная звезда.

Для характеристики светимости звезды пользуются абсолютными звездными величинами. Если бы мы поместили все звезды на расстояние 32,6 световых лет (10 парсеков), то их видимые величины и равнялись бы абсолютным. Солнце имеет абсолютную величину 4,7. Но звезды находятся на разных расстояниях от нас, и по их видимому блеску ничего нельзя сказать об их светимости или абсолютной звездной величине. Как же удалось установить, что звезды имеют разную светимость?

Во-первых, для этого можно воспользоваться двойными системами — ведь обе звезды двойной заведомо находятся

О, будь хорошей девочкой, поцелуй меня.

от нас на одинаковом расстоянии. Поэтому если нам кажется, что одна из них ярче другой, это значит, что она мощнее.

В двойной системе мы можем сравнивать только две звезды, а в звездных скоплениях — тысячи. Ближайшие к нам скопления звезд — это Плеяды и Гиады. В каждом скоплении сотни звезд, и все они находятся примерно на одном и том же расстоянии от нас. Прекрасная возможность исследовать различия в светимости между звездами! Этой возможностью впервые воспользовался датский астроном Эйнар Герцшпрунг в начале XX века. Для звезд скоплений Плеяды и Гиады он построил две одинаковые диаграммы — зависимость видимой звездной величины от температур звезд (реально он пользовался не температурой, а прямо наблюдаемой степенью голубизны звезд).

Через несколько лет, независимо от Герцшпрунга, американский астроном Генри Рессел начал строить аналогичные диаграммы для звезд, находящихся на известных расстояниях. Теперь эти диаграммы называются диаграммами Герцшпрунга—Рессела. Среди сотен различных типов диаграмм, построенных астрономами за последние 100 лет, самой знаменательной оказалась диаграмма Герцшпрунга— Рессела (рис. 26).

Уже на первых диаграммах, построенных Ресселом и Герцшпрунгом, было заметно, что звезды не «разбредаются» по диаграмме, а собираются «стадами» вдоль некоторых линий. Подавляющее число звезд вытянулось вдоль диагональной линии, называемой главной последовательностью. Туда же, кстати, «прибилось» и наше Солнце. От главной последовательности отделяется горизонтальная ветвь звезд гигантской светимости. Звезды образовали искаженную букву «у». «Стадный инстинкт» явно указывал на то, что между спектральным классом и светимостью звезды существует определенная — хотя и не однозначная — зависимость.

Таинственная диаграмма стала ясной лишь после того, как была построена теория внутреннего строения и эволю-

Рис.

ции звезд. Эта теория (о ней подробно рассказывается в следующей главе) объяснила, почему большинство звезд группируются на главной последовательности и почему вообще существует главная последовательность. Главная последовательность представляет собой геометрическое место точек, в которых звезды проводят наибольшее время. Чем меньше масса звезды, тем она холоднее и тем меньше ее светимость. Но звезды не вечно «сидят» на главной последовательности. Рано или поздно они сходят с нее сначала в область субгигантов, потом — гигантов и т. д.

Теория эволюции звезд показывает, что чем больше масса звезды, тем меньшее время она проводит на главной последовательности. Звезды типа Солнца живут на главной по-

следовательности миллиарды лет, а голубые О-В звезды — в сотни раз меньше. Другими словами, чем массивнее звезда, тем быстрее она сгорает. А сама главная последовательность соответствует последовательности звезд равной массы (массы голубых звезд больше, чем красных). Массы самых холодных звезд примерно в 10 раз меньше М0, а горячих — в десятки раз больше М0. Значит, для подавляющего числа звезд в Галактике их различия обусловлены различиями в массах.