Сокровища звездного неба - [5]

Спектры некоторых горячих звезд содержат яркие, как их называют, «эмиссионные», линии и полосы. В этом случае позади обозначения спектрального класса добавляют букву «е». В тех случаях, когда спектр звезды необычен, справа добавляется буква «р» (например, 05е или F3p). Знакомство со всей этой условной символикой совершенно необходимо при использовании таблиц физических характеристик отдельных звезд.

Характерные особенности основных спектральных классов приведены в таблице.

Для того чтобы характеризовать видимую яркость, или, как правильнее говорить, блеск звезд, введены условные единицы, называемые звездными величинами.

Еще в древности наиболее яркие звезды были названы звездами первой величины, а самые слабые, еле доступные невооруженному глазу — звездами шестой величины (обозначаются 1^m, 2^m и т. п.). Последующие уточнения и расширения этой шкалы звездных величин заставили ввести промежуточные дробные, а для особенно ярких объектов — нулевые и отрицательные звездные величины (0^m, —1^m и т. д.).

Пусть I₁ и I₂ — блеск двух звезд, то есть освещенности, создаваемые этими звездами на приемнике энергии (глаз, фотопластинка и т. п.), а т₁ и т₂ — соответственно их звездные величины. Как показали детальные исследования, эти величины связаны простым соотношением, называемым формулой Погсона:

I >1 /I >2 = 2,512 >m >2 -m >1

Как следует из этой формулы, звезды, отличающиеся по видимому блеску на одну звездную величину, создают на Земле освещенности, различающиеся примерно в 2,5 раза.

Для работы с вычислительными машинами эту формулу удобнее представить в логарифмическом виде:

log I₁/I₂=0,4(^m₂-m₁)

Чтобы охарактеризовать светимость звезды, астрономы вводят понятие абсолютной звездной величины (обозначается буквой М). Под этим термином понимается блеск данной звезды с расстояния 10 пк^*.

*) пк-парсек, единица расстояния, равная 3,08_^*10¹³ км=3,26 светового года.

 Например, для Солнца М — 4,8^m. Это значит, что с расстояния в 10 пк Солнце казалось бы звездочкой почти 5-й зв. величины. А вот, например, у Ригеля, самой яркой звезды созвездия Ориона, М = — 6,2^m. Можно отсюда подсчитать (по формуле Погсона), что Ригель излучает света почти в 23 000 раз больше, чем Солнце.

Физические особенности звезд станут особенно наглядными, если мы воспользуемся так называемой диаграммой спектр — светимость. По ее горизонтальной оси (рис. 3, 4) отложены спектральные классы, по вертикальной — абсолютные звездные величины, характеризующие светимость звезды. Каждая звезда, в том числе и Солнце, может быть помещена только в одну определенную точку диаграммы. Изучение нескольких тысяч звезд показало, что на диаграмме спектр — светимость звезды располагаются в виде цепочек, групп, или, как их называют, "последовательностей". Каждой из последовательностей присвоено определенное обозначение, указанное в подписи под диаграммой. Солнце, например, лежит на главной последовательности (V), а почти горизонтальная прямая в верхней части диаграммы (в области больших светимостей) отмечает ветвь звезд-сверхгигантов (1а-0). Принадлежность звезды к той или иной последовательности вместе с ее светимостью и спектром полностью характеризует физические свойства звезды.

рис. 3

рис. 4

В древности звезды считались пеподвижными, а фигуры созвездий— неизменными. Однако в начале XVIII в. было обнаружено, что некоторые звезды со времен Гиппарха (XI в. до н. э.) явно сместились по отношению к другим звездам.

В настоящее время движение звезд в пространстве является строго доказанным фактом. Это движение можно обнаружить двумя способами: во-первых, по видимому смещению одних звезд по отношению к другим и, во-вторых, по спектру звезды.

Так как звезды чрезвычайно далеки от Земли, видимые смещения звезд на небесной сфере ничтожно малы и измеряются в лучшем случае секундами дуги за год. Поэтому, хотя взаимное расположение звезд на небе медленно изменяется, искажения знакомых фигур созвездий станут заметными только через десятки тысяч лет. Перемещение звезд на небесной сфере обнаруживается при сравнении фотографий звездного неба, сделанных с интервалом в несколько лет. По измерениям таких фотоснимков можно вычислить, зная расстояние до звезды, ее тангенциальную скорость, то есть скорость в направлении, перпендикулярном к лучу зрения.

Спектральный анализ позволяет найти скорость звезды вдоль луча зрения. По принципу Доплера-Физо линии в спектре приближающейся звезды смещаются к фиолетовому концу, а в спектре удаляющейся — к красному. По величине этого смещения легко вычислить лучевую скорость звезды (то есть ее скорость вдоль луча зрения).

Зная тангенциальную V_t и лучевую V_r скорости звезды, можно вычислить полную скорость V звезды при ее движении в пространстве. Очевидно, что

V = (V_t)²+(V_r)².

Полные скорости звезд измеряются, как правило, десятками километров в секунду. Наше Солнце и в этом отношении не является исключением. Вместе с планетами и другими членами Солнечной системы оно движется относительно близких звезд со скоростью около 20 км/с, пролетая в пространстве за сутки свыше миллиона километров. Путь Земли в межзвездном пространстве, таким образом, изображается сложной кривой.