Распределение светимостей звезд

 

Рис. 150 уже показал нам, что в окрестностях Солнца, где звездное население может считаться изученным наиболее полно, слабых звезд, имеющих малую светимость и излучающих мало света, ‑ большинство. Однако для решения целого ряда вопросов чрезвычайно важно знать точное распределение звезд по их светимости. Светимость звезд растет с их массой, но гораздо медленнее, чем масса.

Для выяснения этих вопросов надо объединить должным образом результаты изучения ярких звезд с результатами изучения ближайших звезд. Иначе, ограничиваясь только первыми данными, мы не учтем существования карликов, а внутри сферы радиусом 16 световых лет мы не имеем ни одного гиганта. Если бы мы увеличили радиус сферы с шестнадцати, скажем, до ста шестидесяти световых лет, чтобы внутри оказалось достаточное число гигантов (тогда их число в единице объема можно было бы уверенно оценить), мы бы «потеряли» много карликов. Чем больший объем пространства вокруг себя мы возьмем, тем больший процент существующих в нем карликов останется для нас пока не известным, так что к истине можно приблизиться, лишь комбинируя упомянутые два способа подсчета звезд.

До 14‑15‑й абсолютной звездной величины наши данные надежны, число же более слабых звезд приходится лишь угадывать, но в общем оно, несомненно, уменьшается, как показывает рис. 151, представляющий так называемую «кривую светимости».

Эта кривая, построенная П. П. Паренаго, дает число звезд соответствующей абсолютной звездной величины в объеме 30 миллионов кубических световых лет. Другими словами, вблизи нас на одну звезду в среднем приходится объем в 357 кубических световых лет, и среднее расстояние от звезды до звезды составляет около 9 1/2 световых лет.

 

Рис. 151. Число звезд в зависимости от их абсолютной величины

На кривой светимости звезды представлены вне зависимости от их спектрального класса и цвета. Сверхгиганты же и даже гиганты звездного мира среди звездного населения встречаются не чаще, чем среди людей профессиональные клоуны или люди выше 2 м ростом. Большинство составляют карлики 14‑15‑й абсолютной звездной величины, светимость которых всего лишь 0,01 светимости Солнца. Число более слабых звезд, несомненно, убывает, и довольно быстро, хотя непосредственно звезд слабее, чем 18‑й абсолютной звездной величины, мы пока и не знаем.

Если бы было очень много темных звезд, то наблюдаемые нами движения светлых звезд были бы в значительной мере иными, чем они есть в действительности. Таким образом, эти косвенные соображения не позволяют думать, чтобы среди тел с массами порядка массы Солнца только малая часть была достаточно накалена и светилась в виде звезд. Темные звезды могут существовать, но число их, несомненно, меньше числа звезд светящихся.

 

Перепись звездного населения на диаграмме светимостей ‑ спектров

 

Объем пространства вокруг Солнца, который можно считать достаточно полно изученным, слишком мал и не содержит всех представителей звездного населения. В нем нет, например, ни одного гиганта. Он не дает полной характеристики звездного населения вообще, как население вашей квартиры, не включающее клоуна, не отвечает полностью всему разнообразию профессий населения большого города. Поэтому, стремясь к полноте типов, но не стремясь обязательно узнать число всех их представителей, мы рассмотрим всю совокупность звезд, для которых известны их светимости (или соответствующие им абсолютные звездные величины) и их спектры (или соответствующие им температуры и цвета).

Рис. 150 есть как раз такая диаграмма, составленная лишь для ближайших звезд.

Составляя диаграмму для нескольких тысяч звезд, мы убеждаемся, что они не заполняют беспорядочно всю ее площадь, а группируются внутри довольно узких полос (рис. 152).

 

Рис. 152. Диаграмма спектр ‑ светимость

Диаграмма показывает нам чрезвычайно интересный и важный факт, обнаруженный впервые Герцшпрунгом (Дания) и Ресселом (США). Природа не допускает существования любых звезд, какие только может представить наша фантазия. Например, звезд со светимостью, равной светимости нашего Солнца, но красного цвета (спектральных классов К и М) не существует. Обнаружены звезды, так называемые субкарлики, светимость которых еще несколько ниже, чем светимость звезд‑карликов того же спектрального класса, лежащих на главной ветви. Проф. П. П. Паренаго подчеркнул, что они образуют ветвь, параллельную главной ветви, и находил, что они, может быть, даже многочисленнее, чем обычные звезды, известные до сих пор. Открыты также субгиганты, находящиеся по своей светимости между карликами и гигантами и более близкие к последним. Если оставить в стороне белые карлики, то белые звезды, как мы видим, имеют лишь вполне определенную светимость и весьма высокую. Между тем желтые и красные звезды встречаются лишь либо как карлики, либо как гиганты, и чем холоднее (краснее) звезды, тем больше различие в светимости между карликами и гигантами. На рис. 150 мы видели, что в ближайших окрестностях Солнца представлена только наклонная ветвь диаграммы. Она называется главной последовательностью, так как к ней принадлежит подавляющее большинство звезд нашей звездной системы. Сравнительно малая доля звезд укладывается на ветвь гигантов, идущую на диаграмме горизонтально, и на лежащую так же, но несколько выше, последовательность сверхгигантов. Наше Солнце является звездой главной ветви, желтой, спектрального класса G2 и с нормальной светимостью для звезд этого типа.

Диаграмма, во‑первых, показывает, что в природе встречаются звезды только с определенными соотношениями светимости и температуры. При других соотношениях звезды, очевидно, неустойчивы, если и существуют, ‑ оттого мы их и не находим во Вселенной.

Во‑вторых, диаграмма показывает, какой абсолютной звездной величине в среднем соответствует звезда главной ветви или гигант данного спектрального класса, какова, скажем, абсолютная величина гиганта со спектром К5 и т. д. Словом, если только знать, к какой ветви диаграммы принадлежит звезда и каков ее спектральный класс, мы можем по этой диаграмме отсчитать соответствующую ей абсолютную звездную величину. Развитие науки показало, что в звездных системах различной структуры и разного возраста вид диаграммы Герцшпрунга ‑ Рессела весьма различен.

Приведенная диаграмма Герцшпрунга ‑ Рессела, эта перепись физических характеристик звездного населения, служит нам постоянным справочником.