Яркие звезды каждого созвездия обозначаются буквами греческого алфавита, а самые яркие из них имеют свои названия. Так, Полярная звезда есть альфа Малой Медведицы. В созвездии Кита есть получившая сенсационную известность одна из ближайших к нам звезд — тау Кита и т. д. Звезды немного потусклее обозначаются буквами латинского алфавита или цифрами.
Наблюдая за звездами, мы увидели бы, что они светятся разным цветом. Так, Сириус, или самая яркая на нашем небе звезда (альфа в созвездии Б. Пса — пишется: альфа Б. Пса), имеет голубовато-белое свечение. Звезда Альдебаран в созвездии Тельца (альфа Тельца) излучает красноватый свет. Желтое свечение наблюдается у ближайшей к нам звезды — альфы Центавра. Солнце тоже дает желтое свечение. Почему же звезды светятся по-разному?
Исследования показали, что ни различия в химическом составе, ни в структуре внешней газовой оболочки не оказывают значительного влияния на видимый цвет. Решающим фактором здесь является температура звезды.
Именно температура определяет, какой участок спектра является доминирующим у той или иной звезды. Так, нагревая кусок железа, мы будем наблюдать сначала красное свечение, затем желтое и наконец доведем его до «белого каления».
По характеру излучаемого спектра звезды разбиты на семь спектральных классов. Запомнить последовательность классов легко, если воспользоваться плодами студенческой смекалки. Их дают первые буквы слов в фразах: «Один битый англичанин финики жевал, как морковь» — для русского алфавита, «Oh be a fine girl, kiss me!» («О, будь хорошей девочкой, поцелуй меня») — для английского алфавита. Эти классы даны в таблице.
Наше Солнце принадлежит к классу G.
Одним из величайших достижений астрономии XX века, которое сравнивают с открытием периодического закона Менделеева, является установление определенных закономерностей между светимостью звезд L и их спектральным классом. Эта зависимость известна под названием диаграммы Герцшпрунга — Рессела.
Оказалось, что 90 процентов всех звезд расположено на этой диаграмме в диагонально идущей полосе. Поэтому ее назвали «главной последовательностью». Основная особенность звезд главной последовательности — приблизительная прямая пропорциональность между температурой и массой звезды и обратная пропорциональность между температурой (или массой) и временем жизни звезды на этой последовательности.
Кроме главной, мы видим на диаграмме ряд других последовательностей (сверхгиганты, красные гиганты, белые карлики). Как следует из диаграммы, наше Солнце находится в центральной части главной последовательности (класс G).
В процессе эволюции звезды совершают сложный путь по диаграмме «спектр — светимость», связанный с коренным изменением их структуры. Но при этом основное время звезда пребывает на главной последовательности, почему ее иногда называют домом, или обителью, звезд. Что творится в этом доме, мы разберем в следующем разделе. А пока, уставший читатель, давай отдохнем. Если сейчас вечер, то погасим в комнате свет. Откроем окно. Полюбуемся звездами. Оценим установленный гигантским трудом факт: весь этот чарующий хаос далеких и близких, слабых и сильных светил собирается на нашей диаграмме в единую могучую реку — главную последовательность. Мы находимся где-то в ее средней части.
Единой точки зрения на процесс образования звезд пока нет. Согласно наиболее распространенной гипотезе они образуются путем конденсации облаков из газо-пылевидной межзвездной среды. Наблюдения показывают, что этот процесс идет во вселенной и сейчас.
Под действием сил тяготения из возникшего облака вскоре образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Он еще не светится, но под действием тех же сил продолжает сжиматься, его температура повышается и образуется так называемая протозвезда — слабо светящееся тело. Температура протозвезды еще невелика, но уже появляется свечение. Протозвезда находится пока на нашей диаграмме правее главной последовательности. Местоположение определяется ее массой (см. рис. на стр. 22).
Дальнейшее увеличение сжатия приводит к уменьшению диаметра и к еще большему повышению температуры. Звезда передвигается влево к главной последовательности. Когда температура в центре звезды достигает нескольких миллионов градусов, там возникают термоядерные реакции. При некоторой температуре дальнейшее сжатие прекращается, звезда становится стационарной (устойчивой) и оказывается на главной последовательности. На этом заканчивается первый этап эволюции звезды. Время сжатия протозвезды, как обычно пишут астрономы, «сравнительно невелико — порядка нескольких десятков миллионов лет».