Параметры звезд. 
Концепции современного естествознания

О химическом составе внешней оболочки звезд — фотосферы — судят на основании данных спектрального анализа, не только качественного, но и количественного. В итоге большой работы астрофизиков удалось выяснить, что в общих чертах химический состав многих звезд удивительно похож.

Он характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а содержание всех остальных элементов сравнительно невелико. Достаточно сказать, что на каждые 10 000 атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньшее количество углерода и азота и всего лишь один атом железа. Содержание элементов с большей, чем у железа, массой ничтожно мало.

Какие выводы следуют из этого? Можно сказать, что наружные слои звезд — это гигантские водородо-гелиевые плазменные оболочки с небольшой примесью более тяжелых элементов. Конечно, нет правил без исключений… Есть звезды с аномально высоким содержанием углерода, или встречаются удивительные звезды с высоким содержанием редких элементов, которых и на Земле немного. Для выяснения типовых процессов энерговыделения эти частные особенности большого значения не имеют.

Индикатором температуры фотосферы служит её цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет, звезды, похожие на Солнце, выглядят желтыми, а звезды спектральных классов К и М представляются красными. Спектральных классов семь: О, В, А, Ф, Ж, К, М. Спектр звезд хорошо описывается формулой Планка (53) с соответствующим значением температуры Т.

В зависимости от спектрального класса температура плавно меняется от значения 50−40 тыс. К для звезд класса О и до 3 тыс. К для звезд спектрального класса М. Указание спектрального класса звезды аналогично указанию температуры её поверхности. Зная температуру (по спектральному классу) и светимость, можно оценить радиус звезды.

Рис. 83. Главная последовательность звезд на диаграмме ГерцитрунгаРессела

При одинаковой температуре звезды с большим энерговыделением должны иметь большую поверхность, чтобы обеспечить высокую полную светимость. Можно было бы думать, что во Вселенной встречаются самые разные сочетания параметров звезд, без особых «предпочтений». Однако прямые астрономические наблюдения показывают, что есть закономерное распределение звезд по их размерам и температуре фотосферы. Если по вертикали указывать светимость (или её величину, радиус), а по горизонтальной оси — цвет (или спектральный класс, температуру), то распределение большинства звезд (в их скоплениях) попадает в сравнительно узкую полосу, по диагонали проходящей от голубых звезд с высокой светимостью к красным звездам с низкой светимостью (низкой температурой фотосферы).

Эта последовательность получила название главной (рис. 83). Ниже её на координатном поле располагаются звезды, отнесенные к белым карликам, тогда как выше расположены красные гиганты. Теория эволюции звезд должна объяснять существование как гигантов, так и карликов среди множества обычных звезд.

Ход эволюции звезд различной массы обычно представляют в виде линий на диаграмме цвет-светимость, которая носит название диаграммы Гсрцшпрунга-Рссссла.

Согласно типовому треку на этой диаграмме, в далеком будущем, на стадии Красного гиганта, наше Солнце должно настолько увеличиться в размерах, что поглотит планеты Меркурий и Венеру, а Землю нагреет до температуры 1000 К! Все живое на Земле должно будет погибнуть. Человечеству придется думать о поиске более подходящих условий для жизни. Близкими к современным условиям они будут тогда в области орбит планет-гигантов: Юпитера и Сатурна. Один из спутников Юпитера — Тритон мог бы послужить подходящим местом для его заселения потомками землян.