В одной из недавних статей мы поговорили о том, как рождаются звёзды. Сегодня мы продолжим этот цикл. И посмотрим, что происходит после «включения» звезды. То есть после начала процесса теромоядерного синтеза. А также узнаем о том, по каким принципам и каким образом производится спектральная классификация звёзд. Итак, поехали...

Водородные шарики

И начнём мы с того факта, что в абсолютных величинах одни звёзды имеют больше водорода, чем другие. Однако во всех этих объектах удельная масса водорода по отношению к общей массе звезды очень высока.

Термоядерные реакции, связанные со «сжиганием» водорода в недрах звёзд, бывают разные. Но самая распространённая, «классическая» если можно так выразиться, выглядит так: четыре протона (ядра водорода) объединяются, образуя при этом ядро ​​гелия (два протона и два нейтрона). В ходе этого процесса высвобождается два позитрона и два электронных нейтрино. А также просто колоссальное количество энергии в виде фотонов.


Чем больше масса новорождённой звезды, тем выше температура в её ядре. И тем быстрее происходит вышеописанная реакция. Очень маленькая и относительно холодная звезда потребляет свой водород очень медленно. Поэтому она может продолжать светить (хотя и тускло) в течение очень долгого времени. А вот звезда с огромной массой, как только «появляется на свет», начинает потреблять свой водород с неудержимой скоростью. Она сияет, как миллион солнц, согревает своим теплом всех вокруг, освещает космос великолепным ярким светом, живёт на полную катушку… но за несколько миллионов лет тратит почти весь свой водород и умирает.

В этот момент все окружающие её красные карлики злобно ухмыляются. И, задёрнув шторы смотровых щелей своих мрачных чертогов, удаляются в свои забытые Вселенной покои, чтобы понемногу, совсем по чуть-чуть, вздрагивая от каждого шороха, подкидывать в термоядерную печь столь драгоценный водород сотни миллиардов гнетущих бессмысленных лет…

Бррр. Так, о чём это мы. Ах, да. Продолжаем.

Итак, мы узнали, что в зависимости от массы водородного облака, породившего молодую звезду, она может иметь разную температуру. И, соответственно, разный цвет и светимость.

Существует несколько способов классификации звёзд. Самый распространённый из них сочетает в себе два аспекта: спектральный класс и светимость. И Вы, вероятно, когда-то видели такие буквы и цифры. Например, наше Солнце – это звезда типа G2 (спектральный класс) V (светимость).

Но что же означают эти знаки?

Спектральные классы звёзд

Спектральный класс звезды в основном говорит о том, какой цвет она имеет. Или, другими словами, какую температуру имеет её поверхность. Об этой характеристике звёзд мы сегодня и поговорим.

Возьмите кочергу, что стоит возле дверцы Вашей печки. А теперь откройте дверцу и засуньте кочергу внутрь. Подождите минут пять и вытаскивайте её. Видите? Она стала светиться бордовым цветом. Если же подержать кочергу в печи немного подольше, она будет светится уже темно-красным цветом, потом оранжевым, потом жёлтым, потом беловатым. И даже голубоватым, если модель Вашей печи поддерживает управляемый термоядерный синтез (шутка).


Теперь мы понимаем, что температура кочерги определяет цвет излучаемого ей света. Примерно то же самое происходит и в случае со звёздами.

И сейчас мы кратко пройдёмся по наиболее распространённым спектральным классам, от самых холодных звёзд до самых горячих. Спектральные классы звёзд обозначаются буквами. И изначально это была довольно неточная и грубая классификация. Поэтому она была как бы «сглажена» добавлением к буквам чисел от 0 до 9.

Класс M

Звёзды класса М – самые распространённые во Вселенной. Это объекты с температурой поверхности от 2000 до 3500 К. То есть довольно холодные (класс М9 имеет температуру 2000 К, а М0 — 3500 К). Три из четырёх звёзд во Вселенной относятся именно к этому спектральному классу.

Эти красные звезды могут иметь самые разные размеры.

Вы наверняка знаете, что ближайшая к нам звёздная система – Альфа Центавра. Она находится чуть более чем в 4 световых годах от нас. Эта система состоит из трех звёзд, одна из которых (Проксима Центавра) является крошечной звездой класса М5 с радиусом, который составляет одну пятую от радиуса нашего Солнца. Кстати, Проксима Центавра – это самая близкая звезда (в настоящий момент) к Земле после Солнца.


А ещё есть в космосе гигантская Бетельгейзе (около 427 световых лет от нас). Она относится к классу М2. Звезда имеет радиус, более чем в шестьсот раз превышающий радиус нашего Солнца!

Класс K

Следующему классу звёзд присвоена буква К. Эти звёзды имеют оранжевый цвет. Их поверхность разогревается от 3500 до 5000 К.

13% наблюдаемых астрономами звёзд относятся к классу К. Некоторые из них, такие как Альфа Центавра В, являются вполне себе обычными по своим размерам звёздами. Но есть среди них и гигантские, такие как, например, Арктур.


Класс G

И теперь мы подошли к спектральному классу нашего Солнца. Это жёлто-беловатые звёзды G-класса. Которые встречаются в космосе, кстати, достаточно редко. Только 8% звёзд относятся к G-классу. Из самых известных среди них (кроме, Солнца, конечно) можно выделить такие – Альфа Центавра А, Капелла, Тау Кита. Наше Солнце, кстати, звезда класса G2.

Класс F

Теперь обратимся к звёздам более горячим, чем Солнце. Это звёзды класса F. Они белые, а температура их поверхности находится в диапазоне от 6000 К до 7500 К. Только 3% наблюдаемых звёзд относятся к этому типу. Вторая по яркости звезда на ночном небе, Канопус, относится к звёздам класса F.

Класс A

Но есть еще более горячие звезды – это звезды спектрального класса А. Они имеют температуру от 7 500 К до 10 000 К, и светятся голубовато-белым светом.

Именно на звёзды класса А люди обращали внимание на протяжении тысячелетий. Потому что имея высокую температуру, они светят очень ярко и видны невооружённым глазом. Например, к таким звёздам относятся Вега и Денеб. Самая яркая ночная звезда, Сириус (точнее, Сириус А, потому что это двойная система), также относится к классу А.

Класс B

Но мы еще не закончили! Потому что есть ещё звезды с температурой поверхности от 10 000 до 30 000 К. Их относят к спектральному классу B. Эти звёзды светятся темно-синим цветом. Однако из-за того, что они очень горячие, они обычно долго не живут. Звёзд такого класса в космосе очень мало. Потому что для их образования нужна большая плотность водорода. Только одна из восьмисот звёзд относится к классу В. Они, как правило, рождаются группами в тех областях космоса, где были очень плотные газовые облака.

В качестве примера подобной группы можно привести знаменитое скопление Плеяды.


Класс O

Но и это ещё не всё. Ведь во Вселенной существуют еще более горячие звезды! Хотя их совсем немного. Это звёзды класса O. Они имеют температуру от 30 000 до 60 000 K и светятся, как и звёзды класса B, синим цветом. Их особенность такова – в ультрафиолетовом диапазоне они излучают больше энергии, чем в видимой части спектра. Только одна из трех миллионов звёзд относится к этому классу. Условия для образования этих звёзд очень сложны. И, кроме того, они живут так недолго, что почти все подобные звезды, которые образовались в прошлом, уже исчезли.

Мнемонические правила классификации звёзд
Итак, подведём краткий итог. Очевидно, что буквенный код, присваиваемый звёздам, выглядит несколько нелогично. Но он такой на самом деле из-за того, что изначально имел отношение к спектральным линиям водорода и других элементов. Поэтому было придумано несколько мнемонических правил для запоминания порядка спектральных классов звёзд. Самое известное из них (на английском языке) звучит так – «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me» (будь хорошей девочкой, поцелуй меня).

Русскоязычный аналог таков – «Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь».

И с этим сложно спорить...Источник: "Живой космос"