После того как вы убедились в том, что звезды действительно солнца, но различны по величине и находятся на разных расстояниях от нашей системы, начинается второй этап знакомства. Вы задумывались над тем, чем отличаются звезды от Солнца? Бели перевести этот вопрос на язык астрофизики, то можно сказать: «Вас прежде всего должны заинтересовать: температура звезд, их химический состав, физическое состояние и плотность вещества, масса, размеры и, наконец, энергия, которую звезды излучают в окружающее пространство».
Конечно, этими вопросами далеко не исчерпывается астрофизика, но они могут считаться все-таки достаточно важными среди самых главных. А ответить на них помогает цвет звезд. Взгляните на небо повнимательнее, и вы заметите, что звезды разноцветны. Тут и яростный голубой, похожий на отблеск электросварки, и белый, словно сияние кипящего в ковше металла, и желтый цвет, который бывает у волоска лампочки при пониженном напряжении, и даже красноватый — цвет остывающего железа… Конечно, сравнения можно придумать и другие. Не в том суть. А вот о чем может рассказать нам звездное многоцветье?
И тут вы сейчас увидите, что примеры были приведены не зря. Цвет звезд, как и цвета твердых тел, нагретых до различной температуры, связан со степенью раскаленности вещества. Так, самая холодная из известных сегодня звезд, Кси в созвездии Лебедя, имеет температуру примерно 1600 градусов на поверхности и светит тусклым красным светом. Зато самые горячие звезды — голубые ядра планетарных туманностей — имеют температуру, доходящую до 50 000 и 100 000 градусов. Более точно температуры звезд астрономы определяют по спектрам.
Вы помните, как некогда молодой бакалавр Исаак Ньютон разложил белый солнечный свет в радужную дорожку? И как много лет спустя два немецких ученых — физик Кирхгоф и химик Бунзен — разработали основы спектрального анализа веществ, сжигаемых в пламени газовой горелки? С тех пор спектры стали самым надежным удостоверением химического состава вещества.
Астрофизики с радостью приняли спектральный анализ на вооружение. Сначала казалось, что все звезды можно разделить на небольшое количество классов. Десять больших групп обозначили латинскими буквами: О, В, A, F, G, К, М (N, R, S) и назвали спектральными классами звезд. Чтобы запомнить последовательность, в которой они идут, наши студенты придумали мнемоническое правило, фразу: «Один бритый англичанин финики жевал, как морковь». Потому что запомнить, как идут буквы друг за другом, трудно, а нелепую фразу, даже при желании, из головы не выкинешь. Последние три класса — дополнительные и по сей причине в «студенческое правило» не попали.
Шло время. Скоро оказалось, что далекие светила, объединенные в один класс, далеко не одинаковы. Пришлось в недрах каждого класса ввести еще по десять подклассов, объединяющих звезды, наиболее близкие друг к другу по спектральным характеристикам. Получилась длинная лесенка из сотни ступенек. Не все они заполнены одинаково. Есть ступеньки пустые, а есть и такие, где сегодня становится опять тесновато.
Мы уже говорили о том, что любое светило, кроме нашего Солнца, в окуляре телескопа видно всегда только точкой. Более яркой или менее яркой, но только точкой. А потому мы можем судить лишь об общих, или, как называют их специалисты, интегральных, свойствах звезд: общем блеске, общей температуре, общем цвете… Хотя в действительности различные области огромного газового шара-звезды имеют эти характеристики весьма различными. Но что делать? Изучение общих свойств все же немало дало астрономам.
Давайте заглянем в звездные классы и познакомимся с их составами.
В классе О объединены самые горячие звезды, обладающие спектром в виде непрерывной радужной полоски, пересеченной темными линиями. Эти линии находятся в тех местах спектра, которые полагается занимать ионизированному гелию, азоту и кислороду. Ионизированным называется атом, потерявший электроны, входящие в его оболочку. Один электрон потерян — однажды ионизированный атом, два электрона утеряны — дважды ионизирован и так далее.
Для любого астрофизика спектральная полоска — целый увлекательный рассказ о звезде, которой она принадлежит. Вот посмотрите-ка, что могут они рассказать о звездах первого класса О.
Яркий голубой цвет свечения звезды и темные линии поглощения ионизированных атомов в ее спектре говорят об очень высокой температуре ее внешних слоев. При такой температуре атомы двигаются в атмосфере звезды с огромной скоростью. Они часто налетают друг на друга, сталкиваются и теряют свои электроны, то есть ионизуются. Ионизированные атомы очень активны. Они вмешиваются во все физические процессы, стремясь во что бы то ни стало вернуть себе потерянный электрон. Это молодые звезды с очень мощными потоками излучения. Если бы на месте нашего Солнца была голубая звезда класса О, ни о какой жизни на ее планетах не пришлось бы и говорить.
Следующие классы — В и А — объединяют белые звезды. В них входят самые яркие белые светила нашего неба. Температура внешних частей у них уже пониже, чем у представителей предыдущего класса. Температура звезды класса В примерно 18 000° – 25 000°. А у звезд класса А она опускается до двенадцати тысяч градусов.
Звезды следующего спектрального класса F слегка желтоваты. На поверхности у них еще жарко — примерно 8000°. Однако при такой температуре летящим частицам ионизовать гелий и кислород уже не удается. В спектре проступают линии ионизированных атомов металлов.
Класс G для нас родной. К нему принадлежит Солнце. Температура верхних слоев солнечной фотосферы шесть тысяч градусов. В спектре можно наблюдать интенсивные линии поглощения железа и многих других металлов. Звезды — родственники нашего светила — светят желтым огнем.
При еще более низкой температуре, например порядка четырех тысяч градусов, как у звезд класса К, в бушующей плазме атмосферы сохраняются уже не только атомы, но и некоторые молекулы. Их спектры тоже можно заметить на фотопластинке. Светят звезды этого класса оранжевым светом.
В пределах одного и того же класса можно найти звезды-сверхгиганты и звезды-карлики. Звезды-сверхгиганты имеют огромную, чрезвычайно протяженную атмосферу очень малой плотности. Например, одна из звезд пары, составляющей систему Кси Возничего, — сверхгигант с атмосферой протяженностью в 32 000 000 километров! Верхние слои ее настолько разрежены, что на Земле в лабораториях физики были бы счастливы получить такой «вакуум». В спектре этой звезды видны тонкие и резкие линии, соответствующие различным элементам. Другое дело — звезда-карлик. Возьмем для примера наше Солнце. Наиболее плотный слой его атмосферы — всего 500 километров. Атмосферы же знаменитых «белых карликов» имеют глубину и вовсе в несколько метров. Тут уж резких линий в спектре не увидишь.
Класс М — последний из основных. К нему относятся «прохладные» красноватые звезды, в спектрах которых хорошо видны интенсивные полосы (а не линии) окиси титана и других молекулярных соединений. Всего двум с половиной — трем тысячам градусов равна температура на поверхности этих звезд.
Среди густо-красных и вовсе «холодных» звезд, населяющих три дополнительных класса — R, N, S — ярких объектов не обнаружено. Эти классы объединяют вообще небольшое количество звезд. Существует даже предположение, что это умирающие светила, израсходовавшие все свое ядерное горючее.