Йэн Стюарт - Математика космоса [Как современная наука расшифровывает Вселенную]

На ранних этапах развития новая область науки напоминает коллекционирование бабочек: лови все, что можешь, а затем постарайся расположить свои экспонаты разумным образом. Спектроскописты коллекционировали спектры звезд и классифицировали по ним звезды. В 1866 году Анджело Секки распределил звезды по их спектрам на три различных класса, примерно соответствующие преобладающим в них цветам: бело-голубые, желтые, красно-оранжевые. Позже он добавил еще два класса.

Около 1880 года Пикеринг начал составлять обзор звездных спектров, опубликованный в 1890 году. Большую часть дальнейшей классификации провела Вильямина Флеминг, которая воспользовалась для этого усовершенствованной системой Секки, где классы обозначались буквами латинского алфавита от A до Q. После сложной серии переработок появилась нынешняя система классификации Моргана — Кинана, в которой используются буквы O, B, A, F, G, K и M. Звезды типа O имеют самую высокую температуру на поверхности, звезды типа M — самую низкую. Каждый класс подразделяется на более мелкие подклассы, пронумерованные цифрами 0–9, причем с увеличением индекса температура снижается. Еще один ключевой параметр — светимость звезды — присущая ей «яркость» на всех длинах волн, измеренная как суммарная энергия излучения, испускаемая звездой за секунду [56] Строго говоря, этот термин относится к полному энергетическому выходу, но последний тесно связан с наблюдаемой яркостью звезды. . Звездам также присваивается класс светимости, который записывается обычно римскими цифрами, поэтому всего в данной классификации присутствует два параметра, примерно соответствующие температуре и светимости.

Для звезд класса O, к примеру, характерна поверхностная температура выше 30 000 K и голубой оттенок света; по массе они превосходят Солнце по крайней мере в 16 раз, имеют слабые линии водорода и встречаются очень редко. Звезды класса G характеризуются поверхностной температурой от 5200 до 6000 K, светят бледно-желтым светом, имеют массу от 0,8 до 1,04 массы Солнца, показывают слабые линии водорода и составляют около 8 % всех известных звезд. К ним относится и наше Солнце, его тип G 2. Звезды класса M характеризуются поверхностной температурой от 2400 до 3700 K и оранжево-красным цветом, имеют массу от 0,08 до 0,45 массы Солнца, показывают очень слабые линии водорода и составляют около 76 % всех известных звезд.

Светимость звезды коррелирует с ее размером, и в названиях различных классов светимости фигурируют гипергиганты, затем сверхгиганты, гиганты, субгиганты, карлики (или звезды главной последовательности) и субкарлики. Так что конкретная звезда может описываться как голубой гигант, красный карлик и т. д.

Если нанести температуру и светимость звезд на график, получится отнюдь не случайная россыпь точек. Точки на этом графике образуют фигуру, напоминающую перевернутую букву Z. Это диаграмма Герцшпрунга — Рассела, которую предложили около 1910 года Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел. Самые заметные ее черты — скопление ярких сравнительно холодных гигантов и сверхгигантов в правой верхней части, изогнутая диагональная «главная последовательность» от горячих и ярких звезд до более холодных и тусклых, и немногочисленное скопление горячих тусклых белых карликов внизу слева.

Изучение спектров звезд перестало быть коллекционированием бабочек, когда ученые начали использовать результаты спектроскопии, пытаясь разобраться, каким образом звезды производят свет и другое излучение. Они быстро поняли, что звезда — это не просто гигантский костер. Если бы источником энергии в ней были обычные химические реакции, то Солнце давно уже сгорело бы до угольков. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела также подсказывала, что звезды, возможно, эволюционируют, сдвигаясь по перевернутой букве Z из верхнего правого угла в нижний левый. Такое предположение казалось разумным: тогда получалось бы, что звезды рождаются гигантами, к концу жизни съеживаются до карликов, а в промежутке проходят по главной последовательности и становятся субкарликами. Тогда по мере сжатия они превращали бы гравитационную энергию в излучение — этот процесс известен как механизм Кельвина — Гельмгольца. Исходя из этой теории, астрономы 1920-х годов оценили возраст нашего Солнца примерно в 10 млн лет, чем вызвали на себя жесткую критику со стороны геологов и биологов-эволюционистов, убежденных в том, что наше светило намного старше.