Как цвет звезды зависит от её температуры?

Мы уже с вами как-то говорили о том, что всю информацию о звёздах мы получаем лишь на основе приходящего от них излучения. Все звёзды, как и наше Солнце, излучают свет потому, что их наружные слои сильно нагреты и имеют температуру равную многим тысячам градусов.

Звезда излучает свет так же, как и любое нагретое тело, например нить накаливания в электрической лампе. При этом чем выше температура нити накаливания, тем более белый свет она излучает.

Аналогично и с излучением звёзд: чем выше температура звезды, тем более голубоватым выглядит её свечение (как, например, у Плеяд – рассеянного звёздного скопления в созвездии Тельца).

И наоборот, холодные звёзды кажутся нам красноватыми. Это хорошо заметно на примере такого гиганта, как Бетельгейзе (альфа Ориона). Её температура составляет всего около 3300 ºС.

Изучение различных типов звёзд показало, что их температура заключена в пределах от 2000 ºС до 60 000 ºС. Также было установлено, что изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их спектрах и, соответственно, в цвете. На этом строиться так называемая спектральная классификация звёзд.

Современная спектральная классификация звёзд была создана ещё в 20-е годы ХХ века в Гарвардской обсерватории (США). В ней все типы звёзд принято обозначать большими буквами латинского алфавита в порядке, соответствующем убыванию температуры: O, B, A, F, G, K, M. Для запоминания этой последовательности астрономами было придумано мнемоническое правило. В русском варианте оно звучит так: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь.

Давайте чуть подробнее остановимся на каждом из классов. Итак, звёзды, принадлежащие классу О, являются очень горячими, с температурой 30–60 тыс. ºС. При такой высокой температуре доминирует синее и ультрафиолетовое излучение. Поэтому такие звёзды имеют ярко выраженный синий оттенок. К этому классу принадлежат в основном самые массивные и яркие звёзды. Их масса составляет более 20 масс Солнца (20 M_⊙). А светимость ― от нескольких десятков тысяч солнечной и может доходить до миллионов. Но живут такие звёзды, по меркам астрономии, очень мало – около 3–6 миллионов лет.

Типичным представителем данного класса является сверхгигант Альфа Жирафа. А ярчайшая звезда этого класса, наблюдаемая с Земли – это Альнитак в созвездии Ориона.

К классу В относятся звёзды, температура которых колеблется в пределах 10–30 тыс. ºС. Они имеют бело-голубой цвет. К классу B, как и к классу O, принадлежат в основном массивные и яркие, но короткоживущие звёзды. Их массы колеблются в пределах 3–20 M_⊙. А светимости – 100–5000 L_⊙.

Типичными представителями этого класса являются: звезда Спика, находящаяся в созвездии Девы; Регул – ярчайшая звезда в созвездии Льва и одна из ярчайших звёзд на ночном небе; и голубой сверхгигант Ригель – одна из ярчайших звёзд на небе. С арабского название переводится как «нога» (имеется в виду нога Ориона).

Звёзды белого цвета, с температурой поверхности 7000–10 000 ºС, относятся к классу А. Массы этих звёзд 1,5–3 M_⊙. А светимость может превышать солнечную почти в восемьдесят раз (7–80 L_⊙). Их яркими представителями являются звёзды Вега – самая яркая звезда в созвездии Лиры и пятая по яркости звезда ночного неба в Северном полушарии, и Сириус – ярчайшая звезда ночного неба (её светимость в 25 раз превышает светимость Солнца.

Классу F принадлежат звёзды, температура которых лежит в диапазоне 6000–7500 ºС. Они имеют жёлто-белый цвет. Масса большинства этих звёзд лишь ненамного превосходит массу Солнца (1,2–1,6 M_⊙). Но они ярче него примерно в 2–6 раз. Живут такие звёзды нескольких миллиардов лет.

Знаменитые звёзды – это Порцион в созвездии Малого Пса и Канопус в созвездии Киля.

Жёлтые звёзды, с температурой поверхности 5000–6000 ºС относятся к классу G. Этот класс является достаточно разнородным с точки зрения физических параметров. Например, жёлтые карлики имеют массы и светимости, сравнимые с массой и светимостью Солнца (0,8–1,1 M_⊙, 0,4 до 1,5 L_⊙). А живут они около 10 миллиардов лет или дольше.

Известным представителем этого класса является наше Солнце. А также Альфа Центавра A. Она же является и ярчайшей звездой этого класса на ночном небе.

Звёзды, принадлежащие классу К, обладают оранжевым цветом. А температура их поверхности заключена в пределах 3800–5000 ºС. Массы этих звёзд 0,5–0,8 M_⊙. Светят они заметно тусклее, чем наше Солнце. А вот живут они около 20 миллиардов лет и более. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопаса и Альдебаран в Тельце.

Кстати, оранжевые карлики – это одни из основных целей поиска внеземных цивилизаций (наряду с классом G).

И, наконец, класс М. К нему относятся холодные звёзды с минимальной температурой 2000–3500 ºС. Их цвет – ярко-красный (иногда тёмно-оранжевый). Массы этих звёзд обычно не превышают и половины массы Солнца. А светимость составляет всего 8 % светимости Солнца. Звёзды класса М являются самыми многочисленными в нашей Галактике – до 73 % от общего числа звёзд.

К этому классу относится, например, знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Ориона.

По мере усовершенствования методов наблюдения за звёздами и их спектрами Гарвардская спектральная классификация дополнялась и расширялась. Так, например, буквой Q стали обозначать спектральные классы новых (молодых) звёзд. Планетарные туманности причислили к классу Р. А буквой W стали обозначать звёзды типа Вольфа – Райе. Это очень горячие звёзды – температура превышает звёзды O класса и достигает 200 000 ºС. А их масса в среднем в 10 раз больше массы нашего Солнца.

В 1995 году были впервые были обнаружены звёзды, температура которых не превышала 2000 ºС – это коричневые (или бурые) карлики. Так появились спектральные классы L (температура звёзд 1000–2200 ºС), Т (температура звёзд 300–1000 ºС) и Y. Причём класс Y появился относительно недавно – в августе 2011 года. К нему относятся ультрахолодные коричневые карлики, с температурой ниже 300 ºС.

Тонкие различия внутри каждого класса дополнительно подразделяют на 10 подклассов – от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Лишь спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 2 до 9,5. Например, наше Солнце принадлежит к спектральному классу G2.

Ещё одним фактором, влияющим на вид спектра звезды, является её светимость, которая не учитывается в Гарвардской классификации. Поэтому в 1943 году в Йеркской обсерватории была разработана ещё Йеркская классификация, которая учитывает светимость звёзд. Иначе её называют МКК – по первым буквам фамилий учёных: Уильям Морган, Филипп Кинан и Эдит Келлман.

С учётом всех трёх классификаций наше Солнце имеет спектральный класс G2V.

В заключение отметим, что ещё в начале ХХ века американский астроном Норрис Рассел и датский астроном Эйнар Герцшпрунг независимо друг от друга обнаружили существование зависимости между видом спектра и светимостью звёзд. Они задались вопросом: «Что будет, если выстроить звёзды в одну систему координат, где их положение по вертикальной оси зависело бы от их светимости (или абсолютной звёздной величины), а по горизонтальной – от температуры?»

Если бы звезды распределились по системе равномерно, никакого открытия не было бы. Но любое отклонение от порядка показало бы закономерность в устройстве светил, объясняющую многие загадки. Так и случилось. Если светимость звезды будет расти по оси Y снизу вверх, а температура по оси Х – справа налево, то звезды делятся на чётко выраженные группы – последовательности.

Посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется так называемая Главная последовательность – ряд обычных, карликовых звёзд, составляющих около 90 % от всех звёзд во Вселенной. Здесь же располагается и наше Солнце.

В верхнем правом углу собрались звёзды, которые очень яркие, но температура их фотосферы достаточно низкая – на это указывает их красный цвет. Они образуют последовательность красных гигантов.

В верхней части диаграммы располагается последовательность сверхгигантов. Это звёзды с очень высокой светимостью, низкой плотностью и в десятки и сотни раз большими диаметрами, чем у Солнца.

Под главной последовательностью расположены горячие звёзды со слабой светимостью. Это последовательность белых карликов. Их размеры сравнимы с размерами Земли, а массы близки к массе Солнца.

Полученная диаграмма называется диаграммой «спектр – светимость» или диаграммой Герцшпрунга – Рассела. Диаграмма не сложная для понимания, но имеет огромное значение в понимании эволюции звёзд.