Спектральные классы звезд
Цвета звезд говорят нам об их температуре и химическом составе, что в конечном итоге указывает на их массу. В начале ХХ века астрономы распределили звезды по классам соответственно их оттенкам и спектрам и выявили закономерности, по которым можно судить о физике звезд. Классификация звезд — достижение выдающейся группы женщин-астрономов, работавших в Гарварде в 1920-х годах.
Если вглядеться, станет видно, что звезды бывают самых разных цветов. Солнце — желтое, Бетельгейзе — красная, Арктур — тоже желтый, а Вега — бело-голубая. Астроном Джон Гершель назвал скопление звезд в Южном полушарии шкатулкой с драгоценностями: они сверкали, «как ларец с разноцветными драгоценными камнями», в его телескопе.
Что говорят нам цвета?
Температура — основная причина окраски. Самые горячие звезды выглядят голубыми, температура их поверхности достигает 40 000 K. Самые холодные звезды сияют красным, их температура — лишь несколько тысяч градусов по шкале Кельвина. В этом промежутке температур — от горячего к холодному — цвета звезд варьируются от белого к желтому и оранжевому.
Эта последовательность цветов соответствует излучению черного тела, исходящему от тел, активно поглощающих и испускающих тепло. Основной цвет свечения нагретых тел — от расплавленной стали до углей костра — пиковая частота испускаемых электромагнитных волн, и она зависит от температуры. Звезды тоже излучают в диапазоне частот вокруг подобного пика, хотя их температуры могут намного превышать температуру углей.
Величины
В астрономии яркость звезды измеряется по логарифмической шкале, поскольку разброс очень велик. Яркая Вега имеет величину 0, у самой яркой звезды, Сириуса, она равна минус 1,5, у более бледных звезд — возрастающие величины: 1, 2 и т. д. Коэффициент умножения — порядка 2,5. При известных расстояниях можно вычислить «абсолютную величину» звезды, то есть ее яркость на определенном расстоянии, обычно в 10 парсеков (3,26 световых лет).
Звездные спектры
В конце XIX века астрономы взглянули на звездный свет поближе, расщепив его на радужные компоненты. Как в спектре солнечного света на определенных длинах волн видны разрывы (фраунгоферовы линии), так и в спектрах звезд имеются темные полосы. Атомы в составе горячих газов, обволакивающих звезды, поглощают свет, поскольку более холодные внешние слои впитывают излучение более горячей внутренней части.
Водород — самый распространенный в звездах элемент, и поэтому в их спектрах лучше всего видны именно эти характеристические линии поглощения. Длины поглощенных волн соответствуют энергетическим уровням атома водорода. На этих частотах фотоны с нужным количеством энергии передают ее атому, и внешние электроны в нем перескакивают с одного уровня на другой. Поскольку энергетические уровни распределены, как лады на гитаре — ближе друг к другу на высоких частотах, то наблюдаемые линии поглощения, соответствующие разнице между ладами, формируют характерную последовательность.
Допустим, электрону на первом энергетическом уровне достается фотон, который позволяет электрону перескочить на второй уровень, или же электрон поглощает чуть больше энергии и добирается до третьего, или и того больше — достигает четвертого уровня и так далее. Результат любого такого перехода — определенная частота поглощения и соответствующая линия в спектре. Похожие картины, смещенные в сторону чуть больших энергий, получаются от электронов, уже находящихся на втором или третьем уровне. Для атома водорода эти последовательности линий названы в честь знаменитых физиков: самая высокая энергия, в ультрафиолетовой области, — у серии Лаймана, линии в ней известны как Лайман-альфа, Лайман-бета, Лайман-гамма и т. д. Следующая серия, уже в видимом спектре, — серия Балмера, основные линии которой более известны как Н-альфа, Н-бета и т. д.
Мощность любой линии водорода зависит от температуры поглощающего газа. Поэтому, измеряя относительные мощности линий, астрономы могут оценить его температуру. Атомы других химических элементов во внешних слоях звезды поглощают свет, и мощность их линий также указывает на температуру. У холодных звезд могут быть мощные линии поглощения атомов более тяжелых элементов — углерода, кальция, натрия или железа. Иногда можно уловить даже спектральное эхо молекул. Распространенный пример — оксид титана, тот самый, который используется в солнцезащитных кремах. Тяжелые элементы, которые астрономы называют общим термином «металлы», обычно делают звезды краснее.
«Пытаться изучать эволюцию живых организмов, не обращаясь к цитологии, столь же бессмысленно, как разбираться в эволюции звезд без внимания к спектроскопии» Дж. Б. С. Холдейн, из предисловия к книге С.Д. Дарлингтона «Недавние достижения в цитологии» (1937)
Гарвардские вычислительницы
Гарвардские астрономы, привлеченные к этому заданию, были необычной для своего времени исследовательской группой. Глава обсерватории Эдвард Пикеринг нанял женщин для выполнения однообразной, но требующей квалификации работы: они должны были каталогизировать тысячи звезд и снять множество показателей — от скрупулезных измерений по фотографическим пластинкам до численных анализов. Пикеринг выбрал женщин, потому что на них можно было положиться — и потому что им можно было платить меньше, чем мужчинам. Некоторые из тех «гарвардских вычислительниц» стали знаменитыми независимыми астрономами — например, Энни Джамп Кэннон, которая в 1901 году опубликовала классификацию OBAFGKM, или Сесилия Пейн-Гапошкина, в 1912 году установившая, что температура — фактор, лежащий в основе различения звезд по классам.
Классификация
Натуралисты выделили биологические виды как инструмент понимания эволюции, а астрономы подобным образом классифицировали звезды по характеристикам их света. Изначально звезды были разделены по мощностям различных линий поглощения, но в конце XIX — начале XX века в обсерватории Гарвардского колледжа в США был разработан более комплексный подход. Гарвардская схема, применяемая до сих пор, классифицирует звезды по их температуре — от самых горячих, около 40 000 K, до холодных, в 2000 K. Звезды распределены по классам, названным буквами OBAFGKM. Звезды О — горячие и голубые, M — холодные и красные. Солнце — звезда типа G с температурой поверхности порядка 6000 K. Эта с виду случайная последовательность букв возникла по историческим причинам, в результате сведения воедино существовавших ранее спектральных классов, названных по типам звезд или по алфавиту. Астрономам часто помогают мнемонические приемы: самый известный — «Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь», на английском — «О, Be A Fine Girl, Kiss Me!» («О, будь славной девочкой — поцелуй меня!»). С тех пор эта схема сделалась подробнее: в ней появились подклассы — цифры на шкале от 0 до 10. То есть звезда B5 — на полпути между B и A. Солнце — звезда типа G2.
Большинство звезд попадает в категории OBAFGKM, но есть и исключения. В 1906 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг заметил, что самые красные звезды и форму имеют особенную: красные гиганты вроде Бетельгейзе ярче и в сотни раз больше радиусом, чем Солнце; красные карлики — намного меньше и бледнее Солнца. Последовали другие типы звезд: горячие белые карлики, холодные литиевые звезды, углеродные звезды и коричневые карлики. Выделили и горячие голубые звезды с эмиссионными линиями, и звезды Вольфа-Райе — горячие звезды с сильными выбросами, которые проявляются расширенными линиями поглощения. Зоопарк звездных типов дает основание предположить, что существуют законы, способные объяснить звезды и их характеристики. Астрономам пришлось выяснять механизм их эволюции — как они, выгорая, преобразуются из одного вида в другой.
