§ 40. Разнообразие звёзд

Определения и обозначения

Светимость — мощность излучения звезды, то есть энергия, излучаемая ею за единицу времени. Её обычно обозначают L и выражают в ваттах, а в астрономии часто сравнивают со светимостью Солнца. Эта величина нужна, чтобы оценить, сколько энергии звезда действительно испускает, не смешивая результат с расстоянием до неё.

Видимая звёздная величина — мера наблюдаемого с Земли блеска звезды; она зависит от светимости и расстояния. Чем меньше значение величины, тем ярче объект, поэтому шкала устроена не так, как привычная шкала чисел. По видимой величине описывают, насколько яркой звезда кажется наблюдателю.

Абсолютная звёздная величина — видимая звёздная величина, которую имела бы звезда на расстоянии 10 пк. Парсек, обозначаемый пк, — единица расстояния, применяемая в астрономии. Пересчёт к одному условному расстоянию позволяет сравнивать собственную яркость звёзд независимо от того, насколько далеко они находятся.

Спектральный класс — обозначение группы звёзд с близкими спектрами, цветом и температурой поверхности. Основная последовательность классов записывается так: O, B, A, F, G, K, M — от самых горячих к более холодным. По классу удобно кратко описывать температуру и особенности спектра, но он сам по себе не сообщает размер звезды.

Как это устроено

Цвет звезды связан с температурой её поверхности, потому что нагретое вещество излучает энергию в широком диапазоне длин волн, но распределяет её неравномерно. У более горячей поверхности максимум излучения смещён к коротким волнам, поэтому звезда выглядит голубоватой или бело-голубой. У более холодной поверхности сильнее доля длинноволнового излучения, и цвет кажется красноватым. Значит, цвет — не просто внешний признак, а подсказка о температуре.

Свет звезды можно разложить в спектр — распределение излучения по длинам волн. В нём видны линии поглощения или излучения: атомы и ионы взаимодействуют со светом только на определённых длинах волн, поэтому характерные линии указывают на химические элементы. Относительная сила линий и общий вид спектра зависят также от температуры, поскольку она влияет на состояние атомов. Сопоставляя спектр с известными закономерностями, астрономы определяют состав и оценивают температуру звезды.

Светимость зависит от того, сколько энергии излучает каждый участок поверхности и какова общая площадь этой поверхности. Для звезды, приближённо излучающей как нагретое тело, действует закон Стефана—Больцмана: L = 4πR²σT⁴, где R — радиус, T — температура поверхности, а σ — постоянная. Поэтому при одинаковой температуре более крупная звезда светит мощнее, а при одинаковом радиусе сильнее светит более горячая. Температура входит в формулу в четвёртой степени, так что её изменение особенно заметно.

Видимая яркость не всегда показывает, какая звезда испускает больше энергии: с расстоянием свет рассеивается по всё большей площади. Поток энергии от источника уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния, поэтому даже очень светимая далёкая звезда может выглядеть слабее близкой. Например, если две звезды кажутся одинаково яркими, но одна в десять раз дальше, то для такого же наблюдаемого блеска ей нужна примерно в сто раз большая светимость. Чтобы сравнение было справедливым, используют расстояние и абсолютные величины.

Диаграмма Герцшпрунга—Рассела сопоставляет светимость звёзд с температурой поверхности или спектральным классом. Большинство звёзд располагается вдоль главной последовательности; выше неё находятся гиганты и сверхгиганты, а в области малой светимости — белые карлики. Положение возникает из сочетания температуры и размера: например, горячий белый карлик остаётся тусклым из-за небольшой площади поверхности. Диаграмма помогает увидеть разнообразие звёзд, а изменения положения группы звёзд используют при изучении их эволюции.

Основные спектральные классы звёзд

Таблица обобщает свойства классов от горячего O до холодного M. Относительная светимость указана ориентировочно для звёзд главной последовательности: у гигантов и сверхгигантов она может быть гораздо больше. Пользуйтесь таблицей, чтобы связать цвет и спектральные линии с температурой, но не определяйте по спектральному классу радиус без дополнительных данных.

Разбор задач

Задача 1. Звезда имеет голубовато-белый цвет. Определите, к каким спектральным классам она может относиться, и сравните её температуру с температурой Солнца. Рассуждать нужно по двум связанным признакам: голубоватый оттенок соответствует высокой температуре, а спектральная последовательность позволяет выбрать подходящие классы. Солнце относится к классу G и имеет поверхность около 5 800 К.

1. Голубовато-белый цвет характерен прежде всего для звёзд классов B и A.
2. Звёзды класса B имеют температуру примерно 10 000–30 000 К, класса A — около 7 500–10 000 К.
3. Обе оценки выше температуры поверхности Солнца, поэтому такая звезда горячее Солнца.

Ответ: вероятны классы B или A; температура звезды выше солнечной. По одному только цвету нельзя установить точный класс: для этого изучают спектр.

Задача 2. Радиус одной звезды в 4 раза больше радиуса Солнца, а температура поверхности в 2 раза выше. Во сколько раз отличается их светимость? Сравним звезду с Солнцем и запишем отношение светимостей, чтобы не подставлять постоянную σ и не путать степени. Формула L = 4πR²σT⁴ показывает, какие именно величины нужно возвести в квадрат и в четвёртую степень.

1. Запишем отношение: Lзв/L☉ = (Rзв/R☉)²(Tзв/T☉)⁴.
2. Подставим отношения радиусов и температур: Lзв/L☉ = 4² · 2⁴.
3. Вычислим: 16 · 16 = 256.

Ответ: светимость звезды в 256 раз больше солнечной. Большой вклад даёт не только увеличенный радиус, но и температура, поскольку она входит в четвёртой степени.

Задача 3. Звёзды имеют одинаковую видимую звёздную величину, но одна находится в 10 раз дальше другой. Какая обладает большей светимостью и как сравнить абсолютные величины? Одинаковый наблюдаемый блеск означает одинаковый приходящий к нам поток света, а не равную мощность источников. Для одинакового потока более далёкой звезде приходится излучать сильнее.

1. Поток уменьшается как 1/r², поэтому при расстоянии, увеличенном в 10 раз, для того же потока требуется светимость, увеличенная в 10² = 100 раз.
2. Следовательно, более далёкая звезда светит мощнее в 100 раз.
3. При пересчёте на 10 пк она будет иметь более яркую абсолютную величину: разнице светимостей в 100 раз соответствует разница величин в 5.

Ответ: более далёкая звезда обладает светимостью в 100 раз больше; её абсолютная величина на 5 единиц меньше, то есть она ярче по абсолютной шкале. Видимые величины при этом одинаковы.

Типичные ошибки

Ошибка — считать, что красные звёзды обязательно светят слабее голубых. Красный цвет указывает прежде всего на более низкую температуру, но светимость зависит ещё и от радиуса; большой красный гигант может излучать очень мощно. Так рассуждают, когда принимают цвет за прямую меру яркости. Проверка: отдельно сравните температуру и размер, а светимость оценивайте по обоим параметрам.

Нельзя путать видимую и абсолютную звёздные величины: первая зависит от расстояния до наблюдателя, вторая относится к условному расстоянию 10 пк. Близкая звезда может казаться ярче далёкой, даже если излучает меньше энергии. Ошибка возникает, когда наблюдаемый блеск принимают за свойство самого источника. Проверяйте, учтено ли расстояние до звезды.

Спектральный класс не является обозначением размера звезды: он прежде всего связан с температурой и особенностями спектра. Размер описывают отдельно, и при одной температуре звёзды могут быть карликами или гигантами. Путаница появляется из-за того, что разные свойства часто указывают рядом в классификациях. Проверка: выясните, характеризует ли обозначение спектр или класс светимости.

Ещё одна ошибка — забывать, что шкала звёздных величин обратная: меньшее или отрицательное значение означает более яркий объект. Это непривычно, потому что в обычных шкалах большие числа часто соответствуют большему количеству. При сравнении сначала смотрите, какая величина задана, затем учитывайте знак и порядок чисел. Например, величина −1 соответствует более яркому блеску, чем величина +2.

Связь с другими темами

Для понимания спектральных линий нужны знания о строении атома: линии возникают из-за переходов между энергетическими состояниями. Связь температуры с излучением опирается на понятия температуры и мощности, а сравнение видимой яркости — на закон обратных квадратов для освещённости. Эти идеи применяются дальше при изучении строения Солнца, межзвёздного вещества и эволюции звёзд. Абсолютные величины и светимость также помогают астрономам разрабатывать методы определения расстояний.

Что запомнить

• Цвет звезды связан с температурой её поверхности.
• Светимость — истинная мощность излучения звезды.
• Видимая яркость зависит и от светимости, и от расстояния.
• Абсолютная звёздная величина сравнивает звёзды на одном условном расстоянии 10 пк.
• Спектральные классы расположены от горячих O и B к холодным K и M.
• Светимость звезды определяется её радиусом и температурой поверхности.
• Диаграмма Герцшпрунга—Рассела позволяет различать основные группы звёзд и прослеживать их эволюцию.