Принципы классификации звезд, начиная с Гиппарха

Критерии

Звезды могут классифицироваться по следующим параметрам:

Между параметрами звезд могут существовать зависимости (так, связаны между собой звездная величина, расстояние и светимость – любой из этих показателей может быть выведен из прочих двух). Связаны между собой цвет и температура.

Звездная величина

Термин «звездная величина» (или просто «величина») не имеет никакого отношения к физическим размерам звезды.

Гиппарх назвал звездной величиной видимый блеск звезд, приписав самым ярким звездам 1-ю звездную величину, а наименее ярким, находящимся на пределе различения человеческим глазом (до изобретения телескопа оставалось еще 18 веков) – 6-ю звездную величину.

Английский астроном и оптик немецкого происхождения Уильям Гершель дни посвящал изготовлению зеркал для телескопов, а ночи – астрономическим наблюдениям.

Одна из заслуг Гершеля – внесения ясности в область звездной фотометрии. По результатам систематических наблюдений, начиная с 1794 года, Гершель основал надежную шкалу звездных величин, внеся в каталоги относительный блеск звезд.

К слову, шкала Гершеля несколько отличается от современной, основанной на фотометрических наблюдениях.

Современная шкала звездных величин

Астрономам шкала звездных величин Гиппарха нравилась, они не намерены были от нее отказываться, и в 1856 году английский астроном Норман Погсон «подправил» ее, введя количественную меру.

Погсон предложил считать, что яркости звезд на краях шкалы Гиппарха (1-я и 6-я величины) отличаются ровно в 100 раз. Также, поскольку наблюдаются звезды ярче 1-й величины, шкала была распространена (через 0) в сторону отрицательных величин, и введены дробные показатели блеска.

Звезде Вега из созвездия Лиры была приписана звездная величина 0, что обозначается 0^m. Разнице в 1 звездную величину, в соответствии с новой шкалой, соответствует изменение блеска как корень 5-й степени из 100, или 2,512. Отсюда разнице в 2 величины соответствует изменение яркости в 2,512² = 6,31, и т.п.

В бинокль можно наблюдать звезды до 10^m, а современные телескопы различают на небе звезды величиной до 29^m. Блеск Юпитера достигает временами -2,5^m, а блеск Солнца -26,7^m.

Но помимо блеска, желательно знать еще и светимость звезды, которая характеризуется мощностью излучения, а для этого, прежде всего, необходимо знать расстояние до звезды.

Расстояния до звезд

Для людей древности, считавших небо небесной сферой, на которой закреплены звезды, расстояния до всех звезд предполагались одинаковыми. Отсюда вполне объяснимо отождествление блеска звезды с ее «величиной».

Удаленность звезд удалось определить, столкнувшись с явлением параллакса. Вследствие кругового движения нашей планеты вокруг Солнца должны наблюдаться годичные смещения звезд (параллаксы), которые тем меньше, чем на большем удалении находится звезда.

Единицы измерения и методы оценки звездных расстояний

Единица измерения расстояний в дальнем космосе (парсек) связана с понятиями параллакса и секунды. Парсек – расстояние до условного объекта, с которого радиус орбиты Земли виден под углом в 1 угловую секунду. Другая единица измерения космических расстояний – световой год. Это расстояние, проходимое светом (при скорости 300.000 км/с) за один год. 1 парсек = 3,26 св. лет.

Методом параллакса определены расстояния до тысяч звезд, но лишь достаточно близких, поскольку на дальних расстояниях параллакс неощутим. Здесь выручает метод цефеид (звезд с периодически изменяющимся блеском). Светимость цефеид достаточно точно связана с периодом колебаний блеска, что позволяет определять расстояния.

Существует и ряд иных косвенных способов оценки расстояний, например, метод двойных звезд, и пр.

Рекорды в мире расстояний

Самая близкая к нам звезда (не считая Солнца) – это Альфа Центавра, с расстоянием 4,36 св. лет.

Самая дальняя наблюдаемая звезда Эарендел из созвездия Кита, обнаруженная посредством телескопа Хаббла, располагается на расстоянии 12,9 миллиарда св. лет.

Таким образом, интервал звездных расстояний перекрывает 9 десятичных порядков, или свыше миллиарда.

Светимость звезд

В астрономии светимостью принято называть мощность электромагнитной энергии (в световом и прочих диапазонах волн), испускаемой звездой, галактикой или другим астрономическим объектом.

Из самых простых соображений ясно, что одна и та же лампочка будет уменьшать свой видимый блеск с увеличением расстояния до нее. Сказанное справедливо и для звезд. Зная звездную величину и удаление звезды, можно вычислить ее светимость.

Абсолютная звездная величина

Нас интересует светимость звезд в световом диапазоне волн, определяемая по видимой звездной величине (блеску). Обычно, принято за единицу светимости принимать светимость Солнца, и обозначать ее особым знаком – кружком с центральной точкой. Светимость также называется абсолютной звездной величиной.

Йеркская классификация

Разделяет звезды по их абсолютной величине.

Всего выделено 8 классов:

• гипергиганты;
• ярчайшие сверхгиганты;
• яркие сверхгиганты;
• нормальные сверхгиганты;
• яркие гиганты;
• нормальные гиганты;
• субгиганты;
• карлики главной последовательности;
• субкарлики;
• белые карлики.

Светимость звезд в пределах данной классификации изменяется от -10 (ярчайшие сверхгиганты) до +15 (белые карлики).

Цвет и температура звезд

Цвет звезды очень легко измерить, и он напрямую определяется ее температурой. В астрономии температуру измеряют по шкале Кельвина, в которой К соответствует -273 °С.

Самые горячие звезды голубые и белые, звезды с меньшей температурой желтоватые (как наше Солнце), а холодные звезды красные. Но даже у «холодных» звезд температура поверхности достигает 2.000-3.000 К. Более подробно о связи цвета с температурой будет сказано при обсуждении классификации звезд по спектральным классам.

Спектральная классификация звезд

Спектр более обстоятельно характеризует излучение звезд, чем их цвет или температура. На телескоп устанавливается спектрометр, разлагающий поступающий свет по длине волны в радужную полоску. По распределению темных линий поглощения удается установить состав космических объектов.

Всего выделено 7 приведенных ниже спектральных классов:

Для большей точности каждый класс разделен еще на 10 подклассов. Солнце относится к подклассу G2, Ригель B8, а Бетельгейзе M2, из чего можно сделать заключение о цвете звезды.

Размеры звезд

Звезды настолько далеки, что ни в один телескоп они не выглядят дисками с измеряемым угловым поперечником. Приближенно угловой размер некоторых звезд удается определить при их покрытии Луной.

Диаметр же звезды при известных расстоянии и угловом размере определяется из простых геометрических соображений.

Наиболее крупные звезды – красные сверхгиганты (диаметр звезды UY из созвездия Щита равен 1.700 солнечного диаметра). Самыми маленькими звездами, с поперечником в несколько тысяч км, оказались белые карлики. Нейтронные звезды еще меньше (20 км), но их нельзя считать настоящими звездами.

Массы звезд

Чем массивнее звезда, тем выше в ее центре температура и давление, что определяет ее прочие характеристики. Массы двойных звезд удается определить, воспользовавшись законом тяготения Ньютона по скоростям их движения. Для прочих звезд масса оценивается по светимости, возрастающей в 10 раз при удвоении массы.

Нижний предел массы звезды составляет 0,075 масс Солнца, при меньшей массе в ней не будут протекать термоядерные реакции (и звездочки с подобной массой обнаружены). Самая же массивная (на сегодня) звезда – уже известная нам R136a1, с массой в 315 солнечных.

Выше приведены основные принципы классификации звезд, по разным основаниям. Наиболее же целостно классифицировать звезды позволяет диаграмма Герцшпрунга-Рассела 1910 года, на которой отражена связь между температурой, цветом и абсолютной звездной величиной светил. Другое название диаграммы – цвет-светимость или спектр-светимость. Ценность диаграммы в том, что она отражает ход эволюции звезд.

Видео-обзор классификации звезд