реакции протекают быстрее, скорость выделения энергии, а значит, светимость звезды выше. Теория, в согласии с наблюдениями, дает, что светимость обычной звезды (с умеренной массой) пропорциональна четвертой степени ее массы (
L ∝
M4). С другой стороны, светимость зависит от температуры поверхности и ее размера. Количество энергии, ежесекундно излучаемой с единицы поверхности звезды, равно
σТ4 (здесь
σ — постоянная Стефана-Больцмана). Следовательно,
L = σТ4
S = σТ44π
R2 (здесь
S — площадь излучающей поверхности). Параметры звезды удобно выражать через соответствующие параметры Солнца. На основании приведенных соотношений имеем:
Индекс ⊙ означает, что данная величина относится к Солнцу.
Если построить график, на котором по горизонтальной оси отложить температуру поверхности звезды, а по вертикальной оси отложить светимость, выраженную в абсолютной звездной величине[101], то на таком графике каждая звезда изобразится одной точкой (рис. 2.1.14). Этот график играет в астрономии исключительно важную роль и носит название диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Большинство звезд на диаграмме располагается вдоль линии, идущей из верхнего левого угла в нижний правый. Эта совокупность звезд получила название главной последовательности; Солнце относится к их числу. Помимо главной последовательности, выделяются еще два типа звезд: гиганты (и сверхгиганты), которые при той же температуре имеют гораздо более высокую светимость, чем звезды главной последовательности, и белые карлики, которые, напротив, при той же температуре имеют гораздо более низкую светимость.
Поверхностная температура звезд меняется в пределах от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч кельвинов, в очень редких случаях она может превышать 100 000 К. Светимость, пропорциональная четвертой степени температуры, меняется в гораздо более широких пределах от 10-4 L⊙ до 106 L⊙ .
На рис. 2.1.14 на верхней шкале по горизонтали нанесены спектральные классы звезд. По характеру спектра (т. е. в зависимости от того, какие спектральние линии и какого вида наблюдаются в спектрах звезд) все звезды разделены на несколько спектральных классов, которые обозначаются буквами: O, B, A, F, G, K, M. Кроме того, внутри каждого класса выделяются 10 подклассов, обозначаемые цифрами от 0 до 9. Наше Солнце относится к классу G2. Каждому спектральному классу соответствует определенная температура поверхности. Спектральные классы ярких горячих звезд иногда называют «ранними», а холодных звезд — «поздними». Эти названия условны и отражают господствовавшие одно время ошибочные представления об эволюции звезд вдоль главной последовательности. Характеристики звезд различных спектральных классов приведены в таблице 2.1.2.
Большинство звезд по размерам сопоставимы с Солнцем, их радиусы составляют от 0,1 R⊙ до 10 R⊙ . Это относится к звездам главной последовательности. Звезды-гиганты и сверхгиганты в сотни и даже тысячи раз превосходят Солнце. Например, диаметр Бетельгейзе (самая яркая звезда в созвездии Ориона — α Ориона) более, чем в 500 раз превышает диаметр Солнца. По сравнению с таким гигантом Солнце выглядит меньше, чем Земля по сравнению с Солнцем. Если поместить Бетельгейзе на место Солнца, то внутри ее оказалась бы не только орбита Земли, но и орбита Юпитера! Именно, из-за больших размеров гиганты при той же температуре имеют гораздо более высокую светимость. А очень малая светимость белых карликов, напротив, объясняется их очень малыми размерами. При массе приблизительно такой же, как у Солнца, они имеют размер порядка 104 км, т. е. сопоставимый с размерами планет земной группы. Средняя плотность таких звезд чудовищно велика, она составляет 106 г/см3 — в 100 тыс. раз больше плотности железа (для сравнения: средняя плотность Солнца 1,4 г/см3 — порядка плотности воды). Однако это не предел: нейтронные звезды (о которых мы упоминали в § 1.8) приблизительно в 1000 раз меньше Земли, их диаметр составляет всего 10-20 км!
Рис. 2.1.15. Сравнительные размеры звезд
Таким образом, мир звезд весьма разнообразен. Однако сказанное не исчерпывает его многообразия. Существует еще множество типов переменных и нестационарных звезд, а также вспыхивающие, новые и сверхновые звезды.
Среди переменных звезд особенно интересны звезды, которые периодически меняют свой блеск (их часто называют правильными переменными). В зависимости от причин изменения блеска, они делятся на два типа: затменные переменные и физические переменные. Затменные переменные звезды являются двойными, т. е. каждая такая звезда, на самом деле, представляет собой систему двух близко расположенных гравитационно связанных звезд, которые из-за близкого расстояния между ними воспринимаются даже при наблюдении в телескоп, как одна звезда. Обращаясь вокруг общего центра тяжести, эти звезды попеременно затмевают одна другую, чем и объясняются периодические изменения блеска. Примером такой системы является звезда Алголь (β Персея), переменность которой была обнаружена еще в средние века арабскими астрономами. Блеск ее меняется с периодом 2 суток 20 часов 49 минут.
У физических переменных звезд периодические изменения блеска вызываются пульсациями их поверхности. Эти звезды периодически сжимаются и расширяются. При расширении температура поверхности звезды падает, а при сжатии увеличивается, этим и объясняются колебания блеска. Примером такой пульсирующей звезды является δ Цефея. По ее имени все подобные пульсирующие звезды получили название цефеиды. Периоды цефеид составляют от нескольких часов до нескольких недель. Цефеиды играют исключительную роль в астрономии. Дело в том, что их светимость и период изменения блеска связаны линейной зависимостью. Используя эту зависимость, можно, определив из наблюдений период цефеиды, найти ее светимость. А зная светимость и видимую звездную величину, можно оценить расстояние до цефеиды и, следовательно, до того объекта (звездного скопления, галактики), в котором она находится. Это один из наиболее надежных методов определения расстояний во Вселенной.
Помимо пульсирующих звезд (цефеид), существует большой класс неправильных переменных звезд, которые отличаются непериодическими (неправильными) часто быстрыми и сильными изменениями блеска. Неправильные переменные также относятся к типу физических переменных звезд. Изменение их блеска, по-видимому, вызываются бурными, взрывными процессами, протекающими в их атмосферах. К числу таких звезд относятся недавно сформировавшиеся молодые звезды типа T Тельца, которые отличаются быстрыми неправильными изменениями блеска, а также вспыхивающие звезды типа UV Кита. Последние характерны гем, что у них блеск менее, чем за одну минуту может возрасти в десятки раз, а затем за 10-15 минут падает до первоначальной величины. Во время таких вспышек выделяется энергия, которая на один-два порядка (т. е. в 10-100 раз) превосходит энергию сильных хромосферных вспышек на Солнце.
Совершенно другой масштаб явлений связан со вспышками новых и сверхновых звезд. Новые звезды во время вспышки за несколько
