Астрономия. Популярные лекции

Видимый блеск звезд измеряют в обратной логарифмической шкале звездных величин, но для физика это неинтересно. Ему важна полная мощность излучения звезды, а ее мы не можем просто так угадать по фотографии. Например, Альфа Кентавра среди других звезд имеет потрясающую яркость (см. рис. 11.24), но это вовсе не значит, что она самая мощная, ничего подобного. Это совершенно обычная звезда типа Солнца, просто случайно она оказалась к нам намного ближе остальных и поэтому, как фонарь, заливает своим светом окрестный кусочек неба; хотя большинство соседних с ней на этом фото звезд — гораздо более мощные источники излучения, они расположены дальше.

Рис. 11.24. Видимый блеск звезд не отражает истинную мощность их излучения, т. е. светимость, а чаще определяется расстоянием до них. На фото α Кентавра. Фото: Marco Lorenzi.

Рис. 11.25. Схема эволюции звезд разной массы.

Итак, надо оценить мощность звезды как можно более точно. Для этого мы используем фотометрический закон обратных квадратов: измеряя видимую яркость звезды (плотность светового потока, достигающего Земли) и расстояние до нее, вычисляем полную мощность ее излучения в ваттах. Теперь можно представить общую физическую картину, изобразив все звезды на двумерной диаграмме, на осях которой откладывают две выведенные из наблюдений величины — температуру поверхности звезды и относительную мощность ее излучения (астрономы, принимая во внимание только оптический диапазон, называют эту мощность светимостью и измеряют в единицах мощности Солнца). В начале XX в. такую картинку впервые построили два астронома: датчанин Эйнар Герцшпрунг и американец Генри Норрис Рассел, по именам которых она называется диаграммой Герцшпрунга — Рассела.

Рис. 11.26. Диапазон видимых звездных величин и положение в нем некоторых наблюдаемых объектов.

Рис. 11.27. Генри Норрис Рассел (слева) и Эйнар Герцшпрунг.

Солнце, звезда с температурой около 6000 K и с единичной мощностью, располагается почти посередине этой диаграммы. Вдоль диапазона изменения обоих параметров звезды распределены практически непрерывно, но по плоскости диаграммы они не разбросаны как попало, а группируются в компактные области.

Рис. 11.28. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела и положение на ней наиболее известных звезд.

Сегодня на диаграмме Герцшпрунга — Рассела выделяют несколько типичных групп, в которых сконцентрированы наблюдаемые в природе звезды (рис. 11.28). Подавляющее большинство звезд (90 %) лежит в узкой полосе по диагонали диаграммы; эту группу называют главной последовательностью. Она распространяется от тусклых холодных звезд до горячих ярко светящихся: от миллионных долей до нескольких миллионов солнечных светимостей. Для физика это естественно: чем горячéе поверхность, тем сильнее она излучает.

По обе стороны от главной последовательности находятся группы аномальных звезд. Некоторое количество звезд с высокой температурой обладает необычно низкой светимостью (в сотни и тысячи раз меньше солнечной) из-за своего мелкого размера — мы называем их белыми карликами, такие они по цвету. Другие исключительные звезды, в противоположном углу диаграммы, характеризуются более низкой температурой, но огромной светимостью, — значит, они явно имеют больший физический размер: это гиганты

.

В процессе своей эволюции звезда может менять положение на диаграмме. Об этом — в следующей лекции.

12. Эволюция звезд

Ничто материальное в нашем мире не вечно, и звезды не являются исключением. Каждая звезда в течение своей жизни проходит определенные этапы развития, а к старости особенно сильно меняет свои свойства.

Такие разные звезды