Последовательность спектров звезд, получающихся при непрерывном изменении температуры их поверхностных слоев, обозначается следующими буквами: O, B, A, F, G, K, M, от самых горячих к очень холодным. Каждая такая буква описывает спектральный класс. Спектры звезд настолько чувствительны к изменению температуры их поверхностных слоев, что оказалось целесообразным ввести в пределах каждого класса 10 подклассов. Например, если говорят, что звезда имеет спектр B9, то это означает, что он ближе к спектру A2, чем, например, к спектру B1.
Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца. Последняя равна 4 1033 эрг/с. По своей светимости звезды различаются в очень широких пределах. Есть звезды (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Огромное большинство звезд составляют «карлики», светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая «абсолютная величина» звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой — от расстояния до нее. Если отнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояние 10 пк, то ее величина будет называться «абсолютной». Поясним это примером. Если видимая звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения от него) равна — 26,8, то на расстоянии 10 пк (которое приблизительно в 2 млн. раз больше истинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будет около + 5. На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едва видимой невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют величину + 6). Звезды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные величины, например — 7, -5. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями абсолютных величин, например + 10, + 12 и т. д.
Важной характеристикой звезды является ее масса. В отличие от светимости массы звезд меняются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. Масса Солнца равна 2 1033 г, что превышает массу Земли в 330 тыс. раз.
Еще одна существенная характеристика звезды — ее радиус. Радиусы звезд меняются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не превышающие земной шар (так называемые «белые карлики»), есть огромные «пузыри», внутри которых могла бы свободно поместиться орбита Марса. Мы не случайно назвали такие гигантские звезды «пузырями». Из того факта, что по своим массам звезды отличаются сравнительно незначительно, следует, что при очень большом радиусе средняя плотность вещества должна быть ничтожно малой. Если средняя плотность солнечного вещества равна 1,4 г/см3, то у таких «пузырей» он может быть в миллионы раз меньше, чем у воздуха. В то же время белые карлики имеют огромную среднюю плотность, достигающую десятков и даже сотен тысяч граммов на кубический сантиметр.
Большое значение имеет исследование химического состава звезд путем тщательного анализа их спектров. При этом необходимо учитывать температуру и давление в поверхностных слоях звезд, которые также получают из спектров. Вообще спектрографические наблюдения дают наиболее полную информацию об условиях, господствующих в звездных атмосферах.
По химическому составу звезды, как правило, представляют собой водородные и гелиевые плазмы. (Плазмой называется ионизованный газ, в каждом элементе объема которого находится одинаковое количество электронов и положительных ионов.) Остальные элементы присутствуют в виде сравнительно незначительных «загрязнений». Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, один атом углерода, 0,3 атома железа. Относительное содержание других элементов еще меньше. Хотя по числу атомов так называемые «тяжелые элементы» (т. е. элементы с атомной массой, большей, чем у гелия) занимают во Вселенной весьма скромное место, их роль очень велика. Прежде всего они в значительной степени определяют характер эволюции звезд, так как непрозрачность звездных недр для излучения существенно зависит от содержания тяжелых элементов. В то же время светимость звезды, как оказывается, тоже зависит от ее непрозрачности. Мы здесь на этих вопросах не имеем возможности остановиться. Об этом подробно написано в нашей книге «Звезды: их рождение, жизнь и смерть», к которой мы и отсылаем читателей.
Наличие во Вселенной (в частности, в звездах) тяжелых элементов имеет решающее значение для проблемы, которой посвящена эта книга. Совершенно очевидно, что живая субстанция может быть построена только при наличии тяжелых элементов и их соединений. Общеизвестна роль углерода в структуре живой материи. Не менее важны и другие элементы, например железо, фосфор. Царство живого — это сложнейшие сцепления тяжелых элементов. Мы можем поэтому со всей определенностью сформулировать следующее положение: если бы не было тяжелых элементов, не было бы и жизни. Поэтому проблема химического состава космических объектов (звезд, туманностей, планет) имеет первостепенное значение для анализа условий возникновения жизни в тех или иных областях Вселенной. Всегда ли во Вселенной были тяжелые элементы? Ниже мы будем обсуждать этот важный вопрос. Оказывается, что в далеком прошлом во Вселенной тяжелых элементов было значительно меньше, чем сейчас. Может быть, их совсем не было. Поэтому крупнейшей научной проблемой является происхождение тяжелых элементов. Эта проблема столь же важна, как проблемы происхождения звезд, планет и даже жизни.
Спектроскопические исследования показали, что имеются удивительные различия в химическом составе звезд. Так, например, горячие массивные звезды, концентрирующиеся к галактической плоскости, сравнительно богаты тяжелыми элементами, между тем как у звезд, входящих в состав шаровых скоплений, относительное содержание тяжелых элементов в десятки раз меньше. Этот важный факт находит обоснованием современных теориях эволюции звезд и звездных систем, о которых речь будет идти ниже.
Исследования последних десятилетий позволили сделать вывод, что звезды вращаются вокруг своих осей. Выяснилось, что звезды различных спектральных классов вращаются с разной скоростью. Этому очень важному для космогонии вопросу будет посвящена гл. 10.
Наконец, стоит сказать несколько слов о магнетизме звезд. Тем же спектроскопическим методом было обнаружено наличие мощных магнитных полей в атмосферах некоторых звезд. Напряженность этих полей в отдельных случаях доходит до 10 тыс. Э (эрстед), т. е. в 20 тыс. раз больше, чем магнитное поле Земли. Заметим, что в солнечных пятнах напряженность магнитных полей доходит до 3–4 тыс. Э. Вообще магнитные явления, как выяснилось в последние годы, играют значительную роль в физических процессах, происходящих в солнечной атмосфере. Имеются все основания полагать, что тоже самое справедливо и для звездных атмосфер. Казалось бы, к проблеме происхождения и развития жизни во Вселенной звездный магнетизм совершенно не имеет отношения. Но это только так кажется. В действительности причинная цепь явлений, приводящих в итоге к возникновению жизни на какой-нибудь планете, заброшенной в просторах Вселенной, необыкновенно сложна. В частности, существенным звеном в этой цепи должно быть само возникновение планет. И вот оказывается, что магнитные эффекты при образовании планетных систем могут иметь решающее значение. Об этом речь будет идти в гл. 10.