Все звезды, кроме Солнца, столь далеки от Земли, что видны лишь как светящиеся точки, поэтому значение исследований Солнца для изучения звезд вообще невозможно переоценить. Следует также учесть, что телескоп сам по себе имеет ограниченное применение. Астрофизика полагается прежде всего на приборы типа спектроскопа, в которых свет раскладывается на составляющие его цвета, что позволяет судить о том, какие вещества содержит источник света.
Звездные спектры
Спектр Солнца был впервые изучен в 1666 г. Исааком Ньютоном, но настоящий сдвиг в его исследовании произошел лишь в начале XIX в., прежде всего благодаря Йозефу Фраунгоферу (1787-1826), определившему положение в солнечном спектре темных линий, которые до сих пор часто называют фраунгоферовыми. Правильно объяснить природу этих линий удалось в 1859 г. Густаву Кирхгофу (1824-1887) и Роберту Бунзену (1811-1899). Спектроскопия звезд, однако, оказалась гораздо более сложным делом, так как при этом приходится использовать спектроскопическое оборудование в сочетании с мощными телескопами.
Первые исследования, прежде всего проведенные Анжело Секки (1818-1878) и Уильямом Хэггинсом (1824-1910), показали, что звезды можно подразделить на несколько достаточно четко различающихся спектральных классов. Принятая в настоящее время система была разработана в обсерватории Гарвардского университета под руководством Эдварда Пикеринга (1846-1919). Спектральные классы обозначаются буквами алфавита. Шесть важнейших классов, в порядке убывания температуры поверхности: В, A, F, G, К и М; полная спектральная последовательность включает, кроме того, пять классов более редких звезд – W, О, R, N и S, к которым относят звезды, несколько отличающиеся по спектральным признакам от звезд основных классов. Классы следуют не в алфавитном порядке, поскольку по мере совершенствования исследований последовательность пришлось несколько раз существенно пересмотреть.
Цвет звезды – это ключ к ее спектральному классу. Звезды классов О, В и А – белые или голубовато-белые; F и G – желтые; К – оранжевые, а остальные – оранжево-красные. Спектральные подклассы обозначаются цифрами; например, GO – самая горячая звезда класса G, G5 находится в середине интервала между О и К, a G9 лишь ненамного горячее, чем К0 (точный спектральный класс Солнца – G2). Обычно звезды начала спектральной последовательности называют звездами «ранних» классов, а те, что находятся ближе к концу последовательности (классы К, М, R, N и S), – звездами «поздних» классов, хотя в наши дни гарвардскую классификацию уже не считают подлинно эволюционной последовательностью.
Классификация Герцшпрунга – Рессела
В 1908 г. датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873-1967) нанес на диаграмму звезды в соответствии с их светимостью и спектральным классом. Аналогичное исследование выполнил в США Генри Рессел (1877-1957), и диаграммы такого рода теперь называют диаграммами Герцшпрунга – Рессел а (Г-Р). Даже при беглом взгляде на диаграмму Г-Р можно заметить, что звезды не распределяются случайным образом по всей ее площади, а образуют несколько «последовательностей»; однако и диаграмма Г-Р не описывает, как предполагали когда-то, непосредственно эволюцию звезд. Большинство звезд на ней лежит в пределах четко выраженной, простирающейся от левого верхнего до правого нижнего угла полосы, которая называется главной последовательностью. Солнце – типичная звезда главной последовательности.
Выявилось также, что в области красных и оранжевых звезд, а менее уверенно, и в области желтых звезд, т. е. от. звезд класса G до конца последовательности, звезды четко подразделяются на гиганты и карлики. Рассмотрим, например, две звезды класса М: Бетельгейзе из созвездия Ориона и нашу ближайшую звездную соседку Проксиму Центавра. Температуры поверхности у них очень близки, но это – их единственное сходство. Диаметр Бетельгейзе переменен и составляет 420-560 млн. км (вся орбита Земли могла бы уместиться внутри этой звезды), а светимость более чем в 10000 раз выше, чем у Солнца. Диаметр Проксимы Центавра менее 1 млн. км, а ее светимость составляет всего 0,0001 светимости Солнца. Как видно из диаграммы Г-Р, звезд класса М примерно с такой же светимостью, как у Солнца, не существует. Гиганты и карлики более ранних спектральных классов различаются несколько меньше, а «выше» класса F заметить их различие еще труднее (белые карлики, показанные внизу слева диаграммы Г-Р, составляют совершенно особую разновидность звезд).
Редкие классы звезд
Большинство звезд принадлежит к интервалу от класса В до класса М Гарвардской спектральной последовательности. Звезды класса W имеют высокие температуры поверхности (порядка 80000 С), а в их спектрах видны яркие эмиссионные линии, обусловленные газовыми атмосферами этих звезд. Численность звезд класса W (которые называют также звездами Вольфа-Райе) невелика; в нашей Галактике их известно всего примерно 150, и еще 50 – в Большом Магеллановом Облаке. К этим звездам примыкают звезды класса О с более низкой температурой поверхности (около 35000°С), имеющие как яркие, так и темные спектральные линии. Например, ζ Ориона, или Альнитак, одна из звезд Пояса Ориона, относится к спектральному классу 09.
На другом конце последовательности находятся звезды классов R, N и S. Все такие звезды расположены далеко от нас и поэтому кажутся слабыми; почти все они переменны. Звезды классов R и N часто называют углеродными, потому что в их спектрах хорошо заметны линии молекул, содержащих углерод. Самые красные из этих звезд относятся к классам N и S.