1. Виды звезд

Звезды подразделяются на несколько спектральных классов. Современная система разработана в Гарвардской обсерватории и имеет алфавитный порядок: самые горячие звезды принадлежат к классу А, за которым следуют классы В, С, D и так далее.

Неизбежно возникли осложнения, и некоторые классы оказались ненужными, а другие выпали из последовательности. В окончательном списке буквы хаотически перемешаны (W, О, В, A, F, G, К, М, R, N, S), но для его запоминания разработаны такие же мнемонические приемы, как для запоминания цветов спектра.

Каждый класс делится на подклассы, поэтому, к примеру, А5 находится на полпути между АО и FO.

Основные детали приведены в таблице 1. Звезды большей частью принадлежат к промежутку от В до М; первый и последний классы встречаются сравнительно редко, а R и N теперь часто объединяют в один класс С.

Рис. 1.

Незадолго до начала Второй мировой войны два астронома, Эйнар Херцшпрунг в Дании и Генри Норрис Рассел в Америке, независимо друг от друга разработали диаграмму, на которой звезды были размещены в соответствии с их светимостью и спектральным классом. Стало ясно, что в распределении звезд нет ничего случайного. На диаграмме «спектр -- светимость» большая часть звезд лежит на отрезке, который называется Главной последовательностью. Этот отрезок тянется от верхнего левого до нижнего правого угла диаграммы. Оранжевые и красные звезды объединяются в две обособленные группы (очень яркие гиганты и очень тусклые карлики). Такое разделение на карликов и гигантов слабее выражено у желтых звезд и вообще неприменимо к белым звездам; белые карлики (внизу диаграммы) принадлежат к совершенно другому классу.

Сначала казалось, что мы имеем дело с эволюционной последовательностью. Рождение звезды происходит в процессе конденсации из межзвездного вещества, и сначала она должна быть большой, холодной и красной, появляясь в верхнем правом углу диаграммы. По мере сжатия под воздействием гравитации она становится горячее и движется к верхнему левому углу, а затем скользит вниз по Главной последовательности, заканчивая свое существование в виде тусклого белого карлика, растратившего почти все запасы энергии. Звезды класса В и А назывались «ранними», а звезды класса М -- «поздними».

Все казалось совершенно ясным, но затем было обнаружено, что сама теория ошибочна. Проблема заключается в том, что мы не можем видеть, как звезда изменяет свое эволюционное состояние, поэтому остается лишь выбирать, какие звезды являются «молодыми» или «старыми». В дальнейшем выяснилось, что красные гиганты и сверхгиганты, такие, как Бетельгейзе, являются скорее не звездными младенцами, а космическими старожилами.

Изменение во взглядах пришло вместе с пониманием того факта, что звезды сияют из-за ядерных реакций, происходящих внутри, где главным «топливом» служит водород. Затем появилась возможность воссоздать правильную последовательность событий. Стало ясно, что главным фактором является первоначальная масса звезды: массивные звезды развиваются гораздо быстрее, чем звезды с меньшей массой. Более того, звезды гораздо меньше различаются по массе, чем по размеру или светимости; лишь очень немногие из них «весят» в 20 раз больше, чем Солнце.