— Мы должны остановить это сейчас же! — закричала Тая, пытаясь перекрыть шум.
Она бросилась к пульту управления телескопа, стараясь отключить его. Но приборы начали выдавать ошибки, а сама конструкция телескопа начала вибрировать, как будто сопротивляясь ее действиям. В этот момент одно из существ внезапно повернулось к Тае и зависло в нескольких метрах от нее. Его свет стал мягче, но в нем появилась угроза.
— Оно предупреждает нас, — прошептал Илья, видя эту сцену. — Они не хотят, чтобы мы мешали им.
Тая поняла, что у нее остается все меньше времени. Если она не найдет способ успокоить существ или хотя бы ограничить их доступ к телескопу, последствия могут выйти за пределы школы. Она должна была действовать быстро, но ее терзали сомнения: стоит ли пытаться защитить всех, рискуя разгневать существ, или найти способ договориться с ними?
— Мы должны выбрать, что делать, — сказала она, обернувшись к Илье. — И это нужно сделать прямо сейчас.
Урок: Определение характеристик звезд по спектральному классу и абсолютной звездной величине
Утро выдалось особенно ясным. Солнечный свет заливал кабинет астрономии, а Тая готовила проектор и графики для нового урока. Ученики уже расселись по местам, предвкушая, о чем сегодня пойдет речь.
— Доброе утро, ребята, — начала Тая с улыбкой. — Сегодня мы узнаем, как астрономы определяют основные характеристики звезды, такие как ее масса, температура, радиус, светимость и даже возраст, всего лишь взглянув на ее свет.
Она включила проектор, и на экране появилась таблица с перечислением спектральных классов звезд: O, B, A, F, G, K, M.
— Вспомним, что спектральный класс звезды указывает на ее температуру и цвет. Чем горячее звезда, тем ее спектральный класс ближе к букве O, а холоднее — к M. Но это еще не все. Зная спектральный класс, мы можем получить много другой информации.
Она переключила слайд, где была показана диаграмма Гершпрунга-Рассела (ГР-диаграмма).
— Эта диаграмма — главный инструмент астрономов. Она показывает, как связаны температура звезды, ее светимость, радиус и масса. Большинство звезд находится на главной последовательности, где яркость и температура изменяются закономерно.
Артем поднял руку.
— А как по спектральному классу узнать светимость?
— Хороший вопрос, Артем, — ответила Тая. — Для этого используют абсолютную звездную величину. Напомню, это яркость звезды, если бы она находилась на расстоянии 10 парсеков от нас.
Она нарисовала на доске схему.
— Например, звезда спектрального класса G, как наше Солнце, имеет абсолютную величину около +4,83. Чем меньше число, тем больше светимость. Для звезд класса O абсолютная величина может быть около −5, а для звезд класса M — до +15.
Илья задумался и спросил:
— Значит, зная класс и величину, можно узнать, насколько звезда большая?
— Совершенно верно, — подтвердила Тая. — Размер звезды можно определить через ее светимость. Для этого используется формула, связанная с температурой и радиусом звезды: L = 4πR²σT⁴, где L — светимость, R — радиус звезды, T — температура поверхности, а σ — постоянная Стефана-Больцмана.
Она нарисовала график на доске, показывающий, как радиус звезды меняется в зависимости от ее светимости и температуры.
— Например, горячие голубые звезды класса O могут быть в десятки раз больше Солнца, а красные карлики класса M — в сотни раз меньше.
Следующий слайд показывал массу звезд.
— Массу звезды тоже можно оценить по ее спектральному классу. Звезды класса O могут быть в 50–100 раз массивнее Солнца, а звезды класса M — в 10 раз легче. Масса определяет, как долго звезда будет жить. Чем массивнее звезда, тем быстрее она расходует свое топливо и тем короче ее жизнь.
— А как это связано с абсолютной величиной? — спросила одна из учениц.
— Светимость напрямую зависит от массы, — пояснила Тая. — Есть эмпирическое правило: светимость звезды пропорциональна массе в четвертой степени. Это значит, что даже небольшое увеличение массы звезды приводит к огромному увеличению ее светимости.
Она переключила слайд, показывающий данные о возрастах звезд.
— Зная спектральный класс и положение звезды на ГР-диаграмме, можно определить ее возраст. Например, молодые горячие звезды класса O и B живут всего несколько миллионов лет, а маленькие холодные звезды класса M могут существовать миллиарды лет.