объяснит вам, что это, вы часто и не узнаете: то ли перед вами фонарик на носу проходящей шлюпки, то ли мощный прожектор далекого маяка. В том же положении в темную ночь находимся и мы, глядя на мерцающие звезды. Их видимый блеск зависит и от их истинной силы света, называемой светимостью, и от их расстояния до нас. Только знание расстояния до звезды позволяет подсчитать ее светимость по сравнению с Солнцем. Так, например, светимость звезды, в действительности в десять раз менее яркой, чем Солнце, выразится числом 0,1.

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.

Прежде всего заметим, что звезды бывают разного цвета, всех оттенков от красного через желтый к белому и голубоватому. Определенным цветам звезд соответствуют и определенного вида спектры. Все они похожи на спектр Солнца в том отношении, что у них тоже на фоне непрерывного спектра видны темные линии. Но наряду со спектрами, содержащими в точности такие же линии, как и спектр Солнца, бывают спектры и с совершенно другими линиями.

Рис. 134. Основные типы звездных спектров

По предложению Гарвардской обсерватории спектры классифицируют по интенсивности линий в них, и тогда они располагаются в порядке нисходящей температуры звезд, или, что то же, в порядке приближения их цвета от голубоватого и белого к красному. Температуры звезд меняются вместе с их цветом.

В приводимой табличке сопоставлены основные характеристики звезд, связанные с их спектром.

Звезды верхней части таблицы называются чисто условно ранними, остальные — поздними. Спектры промежуточные между типичными, обозначаются так: спектр чуть более поздний, чем АО, обозначают А1, еще чуть более поздний А2, как раз промежуточный между АО и FO обозначают А5, едва более ранний, чем FO, как А9 и т. д. Спектров более ранних, чем О5, нет.

Спектральные классы