Очерки о Вселенной

Истинную силу света звезды можно выразить еще и иначе, вычислив, какой звездной величины она бы нам казалась, если бы она находилась от нас на стандартном расстоянии в 32,6 светового года, т. е. на таком, что свет, несущийся со скоростью 300 000 км в секунду, прошел бы его за это время. Десятая часть этого расстояния (т. е. расстояние в 3,26 светового года) принимается специалистами-астрономами за единицу для выражения межзвездных расстояний и называется парсеком. Ее назвали так потому, что с этого расстояния угол, под которым виден радиус земной орбиты, перпендикулярный к лучу зрения (этот угол называется параллаксом), составляет в точности одну секунду дуги. Парсек в 206 265 раз больше расстояния от Земли до Солнца, т. е. астрономической единицы, так что

1 парсек=3,26 светового года=206265 астрономических единиц=3,083Х1013 км.

На стандартном расстоянии в 10 парсек, или 32,6 светового года, Солнце показалось бы нам звездой 5-й звездной величины, т. е. не особенно хорошо видимой невооруженным глазом даже в безлунную ночь. Звездная величина светила на этом стандартном расстоянии называется абсолютной звездной величиной.

Блеск звезд, как и всякого источника света, изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния. Этот закон позволяет вычислять абсолютные звездные величины или светимости звезд, зная расстояния до них.

Пусть для примера звезда 5-й видимой величины находится от нас на расстоянии в 40 парсек. Тогда на стандартном расстоянии в 10 парсек она была бы к нам вчетверо ближе и ее видимый блеск возрос бы в 42, т. е. в 16 раз. Но 16 - это почти точно (2 1/2)3, т. е. звездная величина звезды стала бы на три звездные величины меньше. Вместо 5-й она стала бы 2-й звездной величины, была бы на три звездные величины ярче Солнца (М0=+5). Следовательно, ее светимость равна 2 1/2 Х 2 1/2 Х 2 1/2=(2 1/2)3=16. Таким образом, эта звезда 5-й звездной величины в действительности в 16 раз ярче Солнца. Абсолютную величину звезды М можно легко вычислить по ее видимой звездной величине т и расстоянию D в световых годах при помощи формулы

М=(m+7 1/2)-5lgD.

Когда расстояния до многих звезд стали известны, то мы смогли вычислить их светимости, т. е. смогли как бы выстроить их в одну шеренгу и сравнивать друг с другом в одинаковых условиях. Надо сознаться, что результаты оказались поразительными, поскольку раньше считали все звезды «похожими на наше Солнце». Светимости звезд оказались удивительно разнообразными. Приведем только крайние примеры светимости в мире звезд.

Одной из самых слабых является звезда № 359 по каталогу Вольфа. Она в 50 000 раз слабее Солнца, и ее абсолютная величина+16,6.

На другом краю шеренги звезд стоит S Золотой Рыбы, видимая только в странах южного полушария Земли как звездочка 8-й величины. Она в миллион раз ярче Солнца, и ее абсолютная величина - 10,6. Если яркость обычной свечи принять за яркость Солнца, то в сравнении с ней S Золотой Рыбы будет мощным прожектором, а звезда 359 Вольфа слабее самого жалкого светляка!

Итак, звезды - это далекие солнца, но их сила света может быть совершенно иной, чем у нашего центрального светила. Менять наше Солнце на другое нужно было бы с оглядкой. От света одного мы ослепли бы, при свете другого бродили бы, как в густых сумерках.

Спектры - паспорта звезд

Спектры звезд - это их паспорта с описанием всех звездных примет, всех их физических свойств. Надо лишь уметь в этих паспортах разбираться. Многое еще мы сумеем из них извлечь в будущем, но уже и сейчас мы читаем в них немало.

По спектру звезды мы можем узнать ее светимость (а следовательно, и расстояние до нее), ее температуру, ее размер, химический состав ее атмосферы как качественный, так и количественный, скорость ее движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой, невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести.

Если спектры - паспорта звезд, то естественно, что мы стремимся к паспортизации звезд, к получению спектра каждой из них. Уже засняты спектры сотен тысяч звезд, но, не в пример светимостям, они оказываются гораздо менее разнообразны, и это позволяет разбить их на небольшое число спектральных классов.

Каждому спектральному классу соответствует определенная совокупность физических свойств звезды, так что, говоря, например, что звезда принадлежит к спектральному классу А, мы сразу в сжатой форме даем понятие о ее физической природе. Так, обычная звезда спектральногоч класса А будет в несколько десятков раз ярче Солнца, белого цвета, с температурой поверхности около 10 000°, по диаметру в несколько раз больше Солнца, причем в ее спектре самыми заметными будут темные линии водорода. Все это заставляет нас подробнее остановиться на спектральной классификации звезд.