Вселенная, жизнь, разум - страница 18

Рис. 1. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. По вертикальной оси – абсолютная звездная величина

Мы видим, что в этом сферическом объеме радиусом 5 пк, (довольно типичном для Галактики) подавляющее большинство звезд слабее и холоднее Солнца. Это красные карлики, лежащие на нижней правой части главной последовательности. На этой же диаграмме нанесено наше Солнце. Только три звезды (из примерно 50 находящихся в этом объеме) излучают сильнее Солнца. Это Сириус – самая яркая из звезд, видимых на небе, Альтаир и Процион. Зато на рис. 2 мы видим пять белых карликов. Из того простого факта, что в малом объеме радиусом 5 пк наблюдается столь заметное число белых карликов, следует, что число их во всей Галактике очень велико. Подсчеты показывают, что число белых карликов в нашей звездной системе по крайней мере равно нескольким миллиардам, а может быть, даже больше 10 млрд (напомним, что полное количество звезд всех типов во всей Галактике около 150 млрд). Число белых карликов в десятки тысяч раз больше, чем гигантов высокой светимости, столь обильно представленных на диаграмме, изображенной на рис. 1. Этот пример убедительно показывает, какую заметную роль в астрономии (так же, как и в других науках о природе) играет наблюдательная селекция.

Рис. 2. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела для близких звезд

На диаграмме «спектр – светимость» (или «цвет – светимость»), кроме отмеченных главной последовательности и группировок красных гигантов и белых карликов, существуют и некоторые другие последовательности. Уже на рис. 1 намечается последовательность звезд, расположенная несколько ниже главной. Это так называемые субкарлики. Хотя в окрестностях Солнца эти звезды сравнительно малочисленны, в центральных областях Галактики, а также в шаровых скоплениях количество их огромно. Субкарлики довольно слабо концентрируются к галактической плоскости, но зато очень сильно – к центру нашей звездной системы. По-видимому, они – самый многочисленный тип звезд в Галактике. Субкарлики отличаются от звезд главной последовательности сравнительно низким содержанием тяжелых элементов. Разница в химическом составе является причиной различия в светимостях при одинаковой температуре поверхностных слоев.[11]

То, что диаграмма «спектр – светимость» теснейшим образом связана с проблемой эволюции звезд, интуитивно чувствовалось астрономами сразу же после открытия этой диаграммы. Сначала считалось, что звезды в основном эволюционируют вдоль главной последовательности. По этим наивным представлениям первоначально образовавшаяся звезда представляет собой красный гигант, который, сжимаясь, увеличивает температуру, пока не превратится в «голубой гигант», находящийся в верхнем левом углу диаграммы «спектр – светимость». Эволюционируя вдоль главной последовательности, она становится «холоднее» и излучает меньше. Отголоском этих представлений является существующая и поныне у астрономов терминология: спектральные классы О, В, А и частично F называются ранними, a G, К, М – поздними. Если идти вдоль главной последовательности от спектральных классов О – В до К – М, то массы звезд непрерывно уменьшаются.

Рис. 3. Зависимость светимости звезд от их массы

Например, у звезд класса О массы достигают нескольких десятков солнечной, у звезд В – около 10.

Солнце имеет спектральный класс G2 (см. рис. 2).

У звезд более поздних классов, чем Солнце, массы меньше солнечной. У карликов спектрального класса М массы примерно в 10 раз меньше, чем у Солнца. Так как вдоль главной последовательности и масса и светимость непрерывно меняются, между ними существует эмпирическое соотношение. На рис. 3 приведена зависимость между массой и светимостью для звезд главной последовательности.