Чтобы разобраться во всем многообразии звезд, астрономы пользуются диаграммой Герцшпрунга – Расселла (Г—Р). Ее разработал датский астроном Эйнар Герцшпрунг в 1911 году и независимо американский астроном Генри Норрис Расселл в 1913 году (см. рис. 5.1). Подобно тому, как периодическая таблица элементов Менделеева позволяет химикам сортировать химические элементы по их фундаментальным свойствам, диаграмма Г—Р позволяет астрономам различать звезды по их основным признакам. На график наносятся две основные характеристики звезды: светимость и цвет.

Светимость – это технический термин для яркости: количество излучения в различных диапазонах спектра, излучаемого звездой. Звезды сильно отличаются по светимостям: если, например, на место Солнца поместить самую яркую звезду в Галактике, океаны Земли закипят, а ее скалы расплавятся. И наоборот, если бы наше Солнце мгновенно поменялось местами с самой слабой звездой, днем было бы темнее, чем в лунную ночь, а наши океаны замерзли бы. На диаграмме Г—Р звезды самой большой светимости располагаются в верхней части, а самые слабые звезды – в нижней ее части. Примерно посередине всего диапазона звездных светимостей располагается Солнце, занимая на диаграмме промежуточное положение.

Нетренированный глаз вряд ли различит на небе звезды других оттенков, кроме белого и желтого. На самом деле цвета звезд варьируются от голубого и белого до желтого, оранжевого и красного. По цвету звезды мы можем судить о температуре ее видимой поверхности. Температура оранжевых и красных звезд находится в диапазоне между 2000 °C и 5000 °C, у желтых звезд, таких как Солнце, температура от 5000 °C до 7500 °C, а бело-голубые звезды еще горячее: температура на их поверхности составляет от 7500 °C до 50 000 °C. На диаграмме Г—Р горячие голубые звезды оказываются с левой стороны, «теплые» желтые звезды – посередине, и холодные красные звезды – с правой стороны. Наше желтое Солнце занимает на диаграмме промежуточное положение не только по светимости, но и по цвету.

Температура звезды определяет ее цвет и наличие тех или иных линий в спектре, которые появляются от различных атомов и молекул. Астрономы используют эти линии для классификации спектрального типа звезды. Например, в спектрах белых звезд есть сильные спектральные линии водорода, в то время как в спектрах желтых звезд преобладают сильные линии кальция. Звезды классифицируются в соответствии со следующими основными спектральными классами.

O: Самые горячие звезды с наиболее голубым оттенком.

B: Многие яркие звезды, в том числе Спика, Регул, Ригель.

A: Белые звезды, которые вносят большой вклад в свечение нашей Галактики. В спектральный класс A входят звезды главной последовательности Сириус, Вега и Альтаир, а также Денеб – белый сверхгигант.

Рис. 5.1. Диаграмма Герцшпрунга – Расселла для звезд с разными светимостями и цветами.

F: Звезды с желтовато-белым оттенком. Две самые яркие звезды этого спектрального класса, видимые на Земле, – Канопус и Процион. Полярная звезда также относится к спектральному классу F.

G: Звезды этого спектрального класса отличаются желтовато-теплым оттенком. К ним относятся Солнце, Альфа Центавра A и Капелла (звезда-гигант).

K: К этому спектральному классу относятся звезды-гиганты, такие как Арктур и Альдебаран, а также более слабые звезды главной последовательности, называемые оранжевыми карликами (например, Эпсилон Эридана).

M: Некоторые звезды этого спектрального класса (например, Бетельгейзе и Антарес) являются холодными и красными сверхгигантами со светимостями, в десятки тысяч раз превышающими светимость Солнца; однако основные представители этого класса – красные карлики, слабые звезды на главной последовательности.

Впервые нанеся характеристики различных звезд на свою диаграмму, Герцшпрунг и Расселл к своему удивлению обнаружили, что положение звезд на этой диаграмме подчиняется определенным закономерностям. 95 % звезд сосредоточены в полосе, которая тянется по диагонали от верхнего левого края диаграммы (соответствующего ярким голубым звездам) к нижнему правому краю (где располагаются слабые красные звезды). Эта полоса называется главной последовательностью.

Источником энергии звезды главной последовательности являются реакции синтеза ядер атомов водорода в ядра гелия, происходящие в центре звезды. Чем больше масса звезды главной последовательности, тем жарче в ее центре и тем быстрее сгорает водород – поэтому массивные звезды самые горячие, голубые и яркие.

Масса желтых звезд главной последовательности примерно равна массе Солнца. Бело-голубые звезды более массивные, их масса может в сто и более раз превышать солнечную. Оранжевые и красные звезды главной последовательности менее массивные, масса некоторых из них – всего лишь 0,07 солнечной массы.

Голубые звезды главной последовательности немногочисленны – их количество не превышает 0,1 %. Малочисленность этих массивных звезд объясняется двумя причинами: во-первых, они образуются сравнительно редко, и во-вторых, живут недолго, потому что сжигают свое водородное топливо с бешеной скоростью. В центрах самых массивных звезд водород заканчивается уже через несколько миллионов лет после их рождения. Многие такие звезды видны невооруженным глазом – они отличаются огромной светимостью, и их можно увидеть с больших расстояний. По сути дела, почти все звезды, которые мы видим на небе без помощи оптических приспособлений, светят ярче Солнца.

Напротив, менее массивных звезд гораздо больше, но их трудно увидеть. Наиболее распространенные звезды главной последовательности – красные карлики, которые располагаются в правом нижнем углу диаграммы Г—Р. Красные карлики сжигают свое топливо так медленно, что некоторые из них остаются на главной последовательности в течение тысяч миллиардов лет – это и есть одна из причин их многочисленности. Красных карликов больше, чем всех остальных звезд, вместе взятых: их численность составляет 75 % от общего числа звезд в нашей Галактике. Но из-за малой светимости ни один красный карлик не виден на небе невооруженным глазом.

Если масса звезды еще меньше, чем у красного карлика, такая звезда никогда не разогреется до температуры, необходимой для поддержания синтеза водорода, и поэтому она никогда не выйдет на главную последовательность. Такие звезды – промежуточная стадия между звездой и планетой – называются коричневыми карликами.

Когда весь водород в центре звезды главной последовательности будет израсходован, начнется горение водорода в слое вокруг ядра, а затем – горение гелия в ядре. Ядро сжимается, в то время как остальная часть звезды расширяется и охлаждается. Звезда покидает главную последовательность и становится гигантом или сверхгигантом.

Большинство гигантов и сверхгигантов – звезды с небольшой температурой; они располагаются на диаграмме Г—Р вверху справа. Цвет некоторых из них голубой или белый, например сверхгигант Ригель – голубой, сверхгигант Денеб – белый.