2. Краткие сведения из астрономии. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.

Светимость звезды L- называют полное количество энергии, излучаемое за единицу времени. На практике звёзды характеризуются таким параметром как звездная величина или блеск. Блеск звезды зависит от её светимости, расстояния до звезды, спектральной чувствительности прибора, применяемого для наблюдения звезды. Числовое значение звёздной величины считается тем больше, чем слабее звезда. Так звёзды 1-ой величины ярче звёзд 2-ой величины и т.д. Блеск звезды принято выражать в логарифмической шкале звёздных величин. Эта шкала строится так, чтобы при увеличении звёздной величины m единиц соответствующая интенсивность I наблюдаемого излучения уменьшается в 100 раз. То есть I=I₀10^-0,4m,

где I₀- интенсивность наблюдаемого излучения звезды нулевой величины.

В астрономии используется символ типа а^m, который означает, что звёздная величина рассматриваемого небесного светила равна а. Звёздам высокой светимости присваиваются отрицательные значения звёздной величины. Например, 5^m соответствует звезде 5-ой величины. Символ -2^m,5 означает, что звездная величина астрономического светила равна -2,5.

Так как различные звёзды находятся на различных расстояниях от Земли, то видимые звёздные величины не характеризуют их светимость. Для сравнения светимостей звёзд вместо видимых светимостей вводят абсолютные звёздные величины.

Абсолютная звёздная величина есть такая величина светимости, которую получила бы звезда при наблюдении со стандартного расстояния 10 пк (1пк=3,262 св. лет = 3,08610¹³км), если бы не было поглощения света в межзвёздной среде. Например, абсолютная величина Солнца равна +4^m,75.

Температура, химический состав, ступень ионизации атомов и прочее параметры наружных слоёв звёздных атмосфер, проявляются в особенностях спектров звёзд. В гарвардской обсерватории эмпирически спектры звёзд были подразделены на семь классов, которые обозначаются буквами O, B, A, F, G, K, M. Эти классы в свою очередь разделяются на подклассы. Спектральные подклассы отличаются номерами от 0 до 9, прибавляемой к букве, обозначающей класс.

Класс	Температура, К	Линии
О	50000	He II, Si IV, N III,
B0	25000	Mg II, Si III, O II, H
A0	11000	H-max, Mg II, Si II, Fe II, Cr II
F0	7600	H-min, Ca II, Fe II, Cr II
G0	6000	Ca II-max, Fe I, CH
K0	5100	Линии II относ. слабы; линии I превалируют
M0	3000	Линии нейтрал. металлов

Приведенная спектральная классификация используется, чтобы расположить звезды по цвету. Сначала идут горячие (голубые) звезды, а в конце располагаются значительно более холодные красные звезды класса (М). Солнце - желтая звезда, принадлежащая к спектральному классу (G2).

На большом статистическом материале датский астроном Герцшпрунг и американский астроном Рассел независимо друг от друга в начале 20 столетия эмпирически установили более или менее выраженную связь между спектральном классом звезды и её абсолютной величиной (или светимостью). Большинство звезд располагаются в полосе, идущей из верхнего левого угла в нижний правый угол диаграммы Герцшпрунга – Рассела (см. рис. 9.1).

Эта полоса называется главной последовательностью, а соответствующие ей звезды – звездами главной последовательности. Время достижения главной последовательности и время жизни на главной последовательности для звезд различной массы приведены в табл. 9.1.

В верхней части главной последовательности располагаются наиболее горячие массивные звезды (голубые гиганты класса О и В). Внизу наименее массивные (красные карлики). Справа вверху от главной последовательностью расположены красные гиганты и красные сверхгиганты. Гиганты с поверхностной температурой порядка 4000-К примерно на 10 звездных величин ярче звезд главной последовательностью с той же поверхностной температурой. Слева внизу от главной последовательности располагаются белые карлики – слабые голубые или желтые звезды, которые на 9 – 10 звездных величин ниже главной последовательностью. По массе белые карлики сравнимы с Солнцем, а по размеру с Землей. Основное время жизни звезда проводит на главной последовательности и поэтому главная последовательность – наиболее населённая группа на диаграмме ГР (до 90% всех звёзд лежат на ней).

Для звёзд главной последовательности существует апроксимационное соотношение, известное как зависимость масса-светимость. Это соотношение было выведено из наблюдательного определения масс и светимостей звёзд главной последовательности, но оно также подтверждается расчётами звёздных моделей для звёзд ГП. Светимость звезды грубо пропорционально её массе в степени 3,5 или 4:

L_~M_ ^3,54

Оценим время жизни звезды на главной последова-тельности. Упрощённо, оно равно отношению энергии, которая может быть излучена к выделению звездой энергии в единицу времени (это светимость L).

Рис. 9.1. Диаграмма Герцшпрунга – Рассела.

Энергия, излучаемая звездой за время t равна произведению светимости на это время: E=Lt. Согласно уравнению Эйнштейна: E=Mc². Отсюда получаем: t=Mc²/L и учитывая закон масса-светимость, получаем: t=c²/M^2,53 или в солнечных единицах .

Таблица 9.1.