Инопланетяне и инопланетные общества. Руководство для писателя по созданию внеземных форм жизни (ЛП)

Звёзды обычно классифицируются в зависимости от их непрерывных спектров или, что означает то же самое, от их температур (точнее, от температур слоёв, из которых испускается большая часть света). Классы (или типы), в порядке уменьшения температуры и усиления покраснения, обозначаются как O, B, A, F, G, K и M. (Проверенное временем мнемоническое правило — «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me.» («О, будь хорошей девочкой, поцелуй меня»)^[3].) В таблице 3-1 приведены основные свойства каждого из классов. Каждый класс подразделяется на десять подклассов, каждый из которых обозначается цифрой после буквы, например, G0, G1,... G9. (наше Солнце обычно рассматривается как G2.)

Один из столбцов в таблице 3-1 — «Время пребывания на главной последовательности». Если вы построите график светимости (или абсолютных величин) звёзд в определённой области пространства в зависимости от их температур (или спектральных классов), то получите что-то вроде рисунка 3-4, часто называемого диаграммой Герцшпрунга-Рассела (H-R). (Более подробные версии см. в таких пособиях по астрономии, как работа Смита и Джейкобса.) Главная последовательность — это диагональная полоса, тянущаяся от верхнего левого угла к нижнему правому; многие звёзды проводят на ней большую часть своей жизни.

Класс / Температура / Цвет / Светимость / Время пребывания на главной последовательности

O / 25 000 и выше / Голубой / 30 / 8×10⁶

B / 10 000-25 000 / Голубой / 100-30,000 / 8×10⁶–4×10⁸

A / 8,000-10,000 / Голубой / 5-100 / 4×10⁸–4×10⁹

F / 6,000-8,000 / Бело-голубой / 1.2-4.8 / 4×10⁹–1×10¹⁰

G / 5,000-6,000 / Жёлто-белый / 0.4-1.2 / 1.1×10¹⁰–2.7×10¹⁰

K / 3,700-5,000 / Оранжево-красный / 0.1-0,35 / 2.8×10¹⁰–4×10¹¹

M / 3,7 / Красный / 0.1 / 10¹¹

Таблица 3-1 Спектральные классы звёзд.

(Температура указана в градусах Кельвина (К), светимость в солнечных единицах [т.е. светимость Солнца = 1], а время пребывания на главной последовательности в земных годах. Указанные диапазоны являются приблизительными; значения, приведённые в разных источниках, незначительно различаются.)

Протозвезда впервые появляется на диаграмме H-R в правом верхнем углу, то есть как красный гигант. Она ещё продолжает сжиматься из большой протозвёздной туманности, а когда она, наконец, становится достаточно горячей, чтобы излучать какой-либо видимый свет, этот свет едва захватывает красный край видимого спектра. Её яркость высока не потому, что очень ярок каждый её квадратный сантиметр, а потому, что этих квадратных сантиметров великое множество. По мере того, как она продолжает сжиматься, её светимость уменьшается — то есть, звезда движется вниз по правой части диаграммы H-R — довольно быстро, с точки зрения астрономии. Когда начинается синтез водорода, звезда переходит на главную последовательность в точке, которая определяется её массой. Голубые гиганты класса O, возможно, в 20 или 30 раз массивнее Солнца и горят в десятки тысяч раз ярче Солнца, но живут всего лишь несколько миллионов лет. Солнце должно просуществовать, как минимум, десять миллиардов лет (и ему, вероятно, ещё предстоит прожить больше половины своего срока существования). Ожидается, что оранжевые и красные карлики типов K и M останутся на главной последовательности на протяжжении десятков миллиардов лет — это значительно дольше, чем предполагаемый возраст нашей Галактики, поэтому предполагается, что ни одна из этих звёзд ещё не покинула главную последовательность.

Почему звезда вообще должна покидать главную последовательность? Со временем всё водородное «топливо» оказывается израсходованным, и термоядерные реакции, которые так долго поддерживали своего рода равновесие, должны прекратиться. Ядро, больше не «раздуваемое» этими реакциями, снова начинает сжиматься под действием силы тяжести. И опять гравитационная энергия преобразуется в тепловую, поэтому температура ядра повышается — достаточно, чтобы преодолеть влияние гравитации на более холодные внешние слои и начать выталкивать их наружу. Расширяясь, они охлаждаются; но площадь их поверхности увеличивается ещё быстрее, в результате чего звезда становится больше, краснее и ярче. Иными словами, она перемещается вверх и вправо от главной последовательности, превращаясь (опять) в красный гигант. (Из-за этого её называют «беловатая звезда с избытком красного». Если рассматривать этот вопрос подробно, то он, вероятно, будет значительно сложнее и интереснее. Смотрите рассказ Пола Андерсона «Звёздный туман», рисунок на обложке Чесли Боунстелла и редакционную статью Джона У. Кэмпбелла в том же номере журнала «Analog» [август 1967], посвящённую обсуждению вопроса о том, почему вблизи такая звезда может больше походить на сияющего белого карлика, окружённого тонким красноватым облаком.)

РИСУНОК 3-4 Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (H-R), связывающая яркость звёзд с их массой и спектральным классом.