Текст книги "100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд"

Автор книги: Рудольф Киппенхан

сообщить о нарушении

Текущая страница: 2 (всего у книги 21 страниц)

Атомная энергия Солнца и звезд

Сегодня мы знаем, что атомные и ядерные реакции служат наиболее мощными из известных источников энергии. Заметная часть электроэнергии вырабатывается сегодня на атомных электростанциях. В реакторах этих электростанций тяжелые ядра атомов урана распадаются на ядра более легких элементов. При таком распаде освобождается энергия. Еще больше энергии выделяется при ядерных реакциях, в которых легкие ядра объединяются в более тяжелые. Одной из таких реакций является слияние ядер водорода.

Солнце, как и почти все звезды, состоит в основном из водорода. Естественно возникает вопрос, может ли светимость Солнца поддерживаться за счет ядерных реакций слияния водорода в его недрах? Позже мы увидим, что эти реакции действительно являются источником энергии Солнца. В гл. 3 мы подробно обсудим ядерные реакции, протекающие в недрах звезд. Но прежде чем убедиться, что Солнце, а, следовательно, и мы, обязаны своей жизнью ядерным реакциям, попытаемся понять, что следует из предположения о том, что Солнце и звезды существуют за счет превращения атомов водорода в атомы гелия, а освобождающаяся энергия поддерживает свечение звезд.

Пусть атомные ядра одного грамма водорода превратятся в ядра гелия, тогда из этого грамма вещества освободится 630 миллиардов джоулей энергии: в 20 миллионов раз больше, чем при сгорании такой же массы каменного угля. Таким образом, ядерная энергия Солнца позволяет ему существовать в 20 миллионов раз дольше, чем если бы Солнце получало свою энергию за счет сжигания угля. Это означает, что продолжительность жизни Солнца составляет около 100 миллиардов лет. Наконец мы нашли источник энергии, который может поддерживать светимость Солнца в течение миллиардов лет: это ядерная энергия, освобождающаяся при превращении водорода в гелий. Энергия, запасенная в водороде нашего Солнца, позволяет ему светить целых 100 миллиардов лет. На самом деле эта оценка завышена, поскольку Солнце состоит из водорода лишь примерно на 70 %, а, следовательно, оно содержит меньше ядерного «горючего», чем мы предполагали. Далее мы увидим, что ядерная реакция в недрах звезд начинает затухать, уже когда израсходовано 10–20 % всего водорода. Отсюда следует, что Солнце может существовать примерно семь миллиардов лет. Это тоже достаточно большой срок, и Земля (если на ней еще будет существовать жизнь) еще очень долго будет освещаться лучами Солнца.

Солнце – это примерно одна из 7 тысяч звезд, видимых на небе невооруженным глазом. С помощью телескопа можно увидеть неизмеримо больше звезд. И все они, за редкими исключениями, состоят в основном из водорода. Если все эти звезды черпают свою энергию из превращения водорода в гелий, то для всех них можно рассчитать, на сколько лет хватит этого водорода, чтобы поддерживать их светимость. Для Солнца этот срок составляет 7 миллиардов лет. Но можно найти и звезды, в которых водород существенно раньше подойдет к концу. Возьмем к примеру звезду под названием Спика, самую яркую в созвездии Девы. Вокруг нее обращается звезда-спутник, поэтому мы можем определить массу Спики (см. приложение В). Масса Спики примерно в 10 раз превышает солнечную. Мы знаем также, что она светит в 10 тысяч раз ярче Солнца. Таким образом, хотя в объеме Спики содержится в 10 раз больше водорода, чем в Солнце, она светит так ярко, что этого водорода хватит всего на одну тысячную срока жизни Солнца. Следовательно, Спика может светить ненамного дольше нескольких миллионов лет. Это очень короткий промежуток времени по космическим масштабам. Действительно, миллион лет назад на Земле уже существовали высокоразвитые млекопитающие, а в лесах острова Ява уже жили предки человека питекантропы.[1]1
  Я часто приводил в своих популярных лекциях пример с питекантропом человекообразной обезьяной с острова Ява. Однажды после лекции ко мне подошел репортер одной из известных ежедневных немецких газет и сказал, что он хочет написать статью о моем докладе. Но ему нужно этого требует название издания поместить в статье какие-нибудь иллюстрации. Репортер спросил меня, где можно найти изображение человекообразной обезьяны с острова Ява. Я сказал ему, что вообще-то моя лекция была посвящена звездам, а про питекантропа я упоминаю лишь между прочим. Поэтому если поместить в заметке только изображения этой человекообразной обезьяны с острова Ява, то может сложиться неправильное впечатление о содержании лекции. «Нужно подумать», сказал репортер. И через минуту ответил: «Тогда мы поместим еще и Вашу фотографию!»


[Закрыть]

Звезды стареют

Хотя запасы энергии у Солнца и других звезд очень велики, однако и они постепенно истощаются со временем. Звезды должны стареть. Можно ли обнаружить прямые свидетельства эволюции звезд? Можем ли мы увидеть на небе, как звезда с течением времени исчерпывает свои энергетические запасы и гаснет? Мы уже показали выше на примере Солнца и Спики, что человеческая жизнь слишком коротка по сравнению с временем жизни звезд. Действительно, свойства звезд, видимых невооруженным глазом, всегда были одинаковыми, начиная с тех времен, когда их впервые описал греческий астроном Гиппарх, живший за 150 лет до нашей эры. Мы видим, что за время существования астрономической науки на нашей планете человек не смог зарегистрировать признаки процессов развития звезд. Некоторые звезды, однако, периодически изменяют свою яркость. Но эти флуктуации не связаны прямо с процессами развития. Такие колебания яркости можно сравнить с мерцанием свечи, они не вызваны исчерпанием энергетических запасов. У этих звезд тоже не удается наблюдать видимых признаков старения. Но тем не менее звезды стареют, и если бы мы могли достаточно долго ждать, то мы бы это увидели.

Задача астронома, который хочет проследить историю развития звезд, в точности напоминает задачу мотылька-однодневки, который за время своей короткой жизни пытается узнать возраст окружающих его людей. Посмотрим на людей с его точки зрения: наблюдая за кем-нибудь с утра до вечера в течение всего лишь одного дня, мотылек не сможет заметить каких-либо признаков старения. Люди стареют очень медленно по сравнению со сроком жизни мотылька-однодневки. Но мотылек видит вокруг себя множество различных людей: среди них есть женщины и мужчины, высокорослые и низкие, светловолосые и темноволосые. Мотылек не знает, наблюдает ли он разных людей или же все люди одинаковы, а их различия связаны с возрастом. За время своей жизни он успевает увидеть только «моментальный снимок» очень короткий период жизни человечества. Мотылек не знает, вырастают ли маленькие люди со временем или навсегда остаются такими, или может быть светловолосые постепенно становятся темноволосыми, а мужчины превращаются в женщин. Когда мы пытаемся судить о звездах, мы в сущности в таком же положении. Нам удается наблюдать лишь мгновенную картину из истории жизни звезд, причем эти звезды подразделяются на целый ряд классов. Одна из таких не совсем обычных звезд обращается по орбите вокруг Сириуса.

Спутник Сириуса

Сириус является самой яркой звездой ночного неба. В 1844 г. директор обсерватории в Кенигсберге Фридрих Вильгельм Бессель заметил, что Сириус периодически, хотя и очень слабо, отклоняется от прямолинейного перемещения по небесной сфере (рис. 1.1). Отсюда Бессель заключил, что у Сириуса должен быть спутник, причем обе эти звезды должны обращаться вокруг своего центра масс примерно за 50 лет. Но в то время оставались еще некоторые сомнения в справедливости такого вывода, поскольку второй звезды никто никогда не видел. В январе 1862 г. Элвин Джордж Кларк, известный конструктор телескопов из Кембридж-Порта в Америке, проверял оптическую систему своего телескопа, установленного им в обсерватории в Чикаго. Направив свой телескоп на Сириус, Кларк заметил в непосредственной близости от него очень слабую, но заметную звездочку. Это был спутник Сириуса, существование которого предсказал Бессель.

Рис. 1.1. Перемещение Сириуса по звездному небу в интервале от 1900 до 1985 г. Все так называемые неподвижные звезды, в их числе и Сириус, медленно движутся по небесной сфере. На рисунке показано, как Сириус перемещается из точки слева вверху в точку справа в нижней части рисунка. Взаимные перемещения звезд обусловлены тем, что они движутся в нашей Галактике не совсем так, как Солнце. Из рисунка видно, что на это равномерное перемещение Сириуса накладываются периодические возмущения, повторяющиеся каждые 50 лет. Особенно заметны отклонения в 1940 г. Следует отметить, что как равномерное перемещение, так и тем более его возмущение крайне малы. Это хорошо видно по указанному в нижней части рисунка масштабу. За таким перемещением можно проследить только с помощью очень точных инструментов. Закономерно повторяющиеся возмущения траектории Сириуса объясняются тем, что вокруг него обращается слабо светящаяся звезда-спутник, которая каждые 50 лет особенно близко подходит по своей орбите к Сириусу А и наиболее заметно искажает его движение в межзвездном пространстве.

Сегодня мы уже существенно больше знаем об этих двух звездах. Они совершают один оборот вокруг своего центра масс за 49,9 лет. Изучение перемещений этой двойной системы дало много сведений о двух связанных друг с другом звездах. Более яркая звезда ее называют Сириус А в 2,3 раза тяжелее Солнца. Открытая чуть больше ста лет назад вторая звезда, Сириус В, содержит меньше вещества примерно столько же, сколько наше Солнце. Однако звезды Сириус А и Сириус В резко отличаются друг от друга. Сириус А примерно в два раза больше по размерам, чем наше Солнце; один кубический сантиметр этой звезды содержит примерно четверть грамма вещества немного меньше, чем один кубический сантиметр Солнца, масса которого близка к одному грамму. Сириус В совершенно иная звезда. Ее радиус равен примерно одной сотой солнечного, а поскольку масса его близка к массе Солнца, то вещество в его недрах примерно в миллион раз плотнее. Каждый кубический сантиметр Сириуса В содержит около 1000 килограммов вещества. Таким образом, в системе Сириуса связаны две совершенно разных звезды! Звезд, похожих по свойствам на Сириус В, достаточно много, они встречаются не только в двойных системах, но и поодиночке. Большинство из них имеют высокую температуру поверхности и излучают белый свет. Из-за малых размеров их называют белыми карликами.

Красный сверхгигант в созвездии Возничего

В белых карликах вещество в миллион раз плотнее, чем на Солнце. Однако мы знаем и звезды, существенно более разреженные по сравнению с Солнцем. Некоторые из них, подобно Сириусу, образуют двойные системы с другими звездами, что и позволило нам изучить эти интересные звезды с низкой плотностью вещества.

Астрономы всегда очень рады, когда им удается обнаружить две звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс. Это движение позволяет вычислить, какова масса этих звезд, которая определяет гравитационные силы, связывающие их между собой. Особенно важны те системы, в которых звезды расположены таким образом, что, двигаясь по своим траекториям, они время от времени частично закрывают друг друга. Существует множество двойных систем, в которых наблюдаются такие затмения. В этих системах обе звезды расположены так близко друг от друга, что даже лучшие телескопы не позволяют увидеть их по отдельности, а их свет сливается в одну яркую точку. Но если одна из таких звезд иногда закрывает другую, то общая яркость двойной системы понижается, и мы видим, что яркость светящейся точки на ночном небе уменьшилась, поскольку одна из звезд скрылась за другой. Яркость вновь возрастает, когда звезды перестают закрывать друг друга. Такие пары звезд называют затменно-двойными, поскольку их яркость меняется с течением времени.

Астрономы могут зарегистрировать, насколько сильно и с какой скоростью возрастает и уменьшается яркость затменно-двойных систем, а также, как различаются затмения двух типов, когда закрывающая и закрываемая звезды меняются ролями. Все эти данные позволяют сделать выводы о природе таких звезд. Здесь мы рассмотрим одну из затменно-двойных систем, открытую в 30-х годах. Она дала возможность изучить звезды, принадлежащие к числу так называемых сверхгигантов. Эта двойная система позволила узнать о сверхгигантах существенно больше, чем надеялись астрономы. Речь идет о звезде из созвездия Возничего. Она называется Дзета Возничего. Астрономы уже давно знали, что эта звезда двойная, хотя компоненты этой двойной системы (в отличие от Сириуса) не видны в телескоп. Изучение ее спектра показало, что система состоит из двух звезд: горячей и холодной. Поэтому астрономы пришли к выводу, что эта система двойная, и предположили, что она может быть затменно-двойной.

Зимой 1931/32 г. астроном Иозеф Хопман и ученый из Бабельсберга Хериберт Шнеллер изучали эту звезду в обсерватории в Лейпциге с помощью фотометра, который позволял точно измерять яркость звезд. Это позволило им сделать открытие. Примерно за 24 часа яркость звезды упала на 65 % (рис. 1.2). Затем в течение 37 дней яркость звезды не менялась, после чего за 24 часа она вновь возросла до нормального уровня. Этот процесс повторяется каждые 972 дня. Изучение последующих циклов затмения в этой системе позволило получить много сведений. Перечислим главные из них: горячая звезда Дзета Возничего В имеет температуру поверхности примерно 11 тысяч градусов и по размерам приблизительно в три раза больше Солнца. Ее масса примерно в 10 раз больше солнечной. Более холодная звезда Дзета Возничего А имеет температуру поверхности всего лишь около 3400 градусов. Вспомним, что температура поверхности Солнца составляет примерно 5800 градусов.[2]2
  Здесь и всюду в этой книге, если не оговорено, мы пользуемся абсолютной шкалой температур, нуль которой соответствует -273° Цельсия. Для перехода от абсолютной температуры к температуре по шкале Цельсия нужно отнять 273 градуса. Температура поверхности Солнца по Цельсию равна, таким образом, 5530°


[Закрыть] Дзета Возничего А по массе в 22 раза больше Солнца, а ее радиус-и это самое интересное-в 200 раз больше солнечного! Эта звезда настолько велика, что в ее объеме может поместиться не только Солнце, но и вся орбита Земли! Минимум яркости наблюдается, когда горячая звезда скрывается за красным гигантом и 37 дней остается позади него (рис. 1.3). Когда горячая звезда находится перед холодной, она закрывает лишь небольшую долю его видимой поверхности. Закрытая часть поверхности большой звезды вносит пренебрежимо малый вклад в общую светимость системы. Поэтому второе понижение яркости не удается заметить.

Рис. 1.2 Кривая яркости звезды Дзета Возничего. В течение одного дня яркость падает примерно на 65 %. Затем звезда 37 дней светит слабо, после чего в течение дня опять возвращается к нормальной яркости. Через 972 дня это явление повторяется.

Рис. 1.3. Двойная система Дзета Возничего. Так она была бы видна с Земли, если бы ее компоненты можно было различить в телескоп. В действительности обе звезды не удается разрешить, и их свет сливается в одну яркую светящуюся точку. Вклад меньшей звезды составляет более половины общей яркости системы. Поэтому, когда она в течение 37 дней находится позади своего крупного соседа, мы видим только его свет. В это время наблюдаемая общая яркость системы понижается более чем вдвое (см. рис. 1.2). Малая звезда обращается вокруг большой за 972 дня.

А теперь обсудим подробнее звезды, входящие в двойную систему Дзета Возничего. Горячая звезда не слишком сильно отличается от Солнца и от Сириуса А. Она, конечно, тяжелее, а ее диаметр больше, но средняя плотность вещества в ее недрах достаточно близка к плотности Солнца: одна треть грамма в одном кубическом сантиметре. Холодная звезда обладает совсем иными свойствами. В одном кубическом сантиметре ее объема содержится в среднем лишь 3 миллионных доли грамма вещества. Звезды такого типа называют сверхгигантами.

Таким образом, мы познакомились уже с тремя существенно разными сортами звезд:

1. Нормальные звезды – дальше мы будем их так называть, подобные Солнцу, Сириусу А и горячей звезде из системы Дзета Возничего. Средняя плотность вещества в таких звездах изменяется от одной десятой до нескольких граммов на кубический сантиметр.

2. Мы знаем также, что существуют белые карлики с чрезвычайно высокими плотностями вещества – около 1000 килограммов на кубический сантиметр.

3. И наконец, мы узнали, что среди звезд существуют гиганты с плотностью порядка одной миллионной грамма на кубический сантиметр.

Даже в самый большой телескоп звезды этих трех типов видны как крохотные световые точки, которые выглядят почти одинаково и лишь слегка различаются по цвету и яркости. Но, как мы увидели, уже первое знакомство с этими объектами показывает, насколько сильно могут отличаться звезды друг от друга. Чтобы разобраться в этом разнообразии, мы должны навести порядок среди более чем 100 миллиардов звезд, которые вместе с Солнцем образуют нашу Галактику.

Глава 2
Самая важная диаграмма в астрофизике

В предыдущей главе мы увидели, насколько разными могут быть звезды. Среди них есть тяжелые ярко-голубые звезды и красные звезды небольшой массы. На ночном небе можно увидеть большие звезды красного цвета – красные гиганты и сверхгиганты и маленькие белые звезды белые карлики, а нас можно сравнить с мотыльками-однодневками, которые пытаются в этом многообразии увидеть, как происходит эволюция звезд.

Сегодня эта задача уже решена, и эволюция звезд по меньшей мере в основных чертах понятна. Ниже мы увидим, как это удалось астрофизикам. Прежде всего необходимо было навести порядок во всем многообразии наблюдаемых звезд. Для этого надо выбрать характеристики звезд, поддающиеся экспериментальному измерению.

Количественные характеристики звезд

Проще всего количественно оценить температуру поверхности звезд. Эта задача не кажется слишком сложной, поскольку температура непосредственно влияет на цвет звезды. Глядя на звездное небо, мы не подозреваем, что звезды имеют разный цвет. Его можно определить, если сравнивать фотографии небесной сферы, сделанные через фильтры разного цвета. Голубые звезды имеют высокую температуру, красные-низкую. Сам по себе цвет звезды не позволяет точно определить температуру ее поверхности, для этого надо изучить спектр ее излучения. Но в принципе можно определить температуру светящейся поверхности практически для всех достаточно ярких звезд на небе. Она близка к температуре поверхности Сириуса А, главной звезды в двойной системе Сириуса. Ее температура составляет примерно 9500 градусов, и она принадлежит к наиболее горячим звездам. Вблизи туманности Ориона можно найти звезды, температура поверхности которых достигает 20 тысяч градусов. В то же время Бетельгейзе, самая яркая звезда в созвездии Ориона, даже невооруженному глазу видится красной. Следовательно, это холодная звезда; температура ее поверхности составляет 3000 градусов. Вспомним, что температура поверхности Солнца равна примерно 5800 градусам.

Другой важной характеристикой звезды является ее светимость. Она равна энергии, которую звезда излучает за одну секунду в мировое пространство. Светимость нельзя непосредственно определить, наблюдая звезду в телескоп. При этом можно измерить только ее яркость, но нельзя узнать, сколько энергии теряет звезда за единицу времени. Дело в том, что звезды с одинаковой светимостью выглядят на небе по-разному: поскольку они находятся на различном расстоянии от нас, то различается и их яркость. В соответствии с законами распространения света более далекая звезда кажется нам менее яркой, чем близкая звезда с такой же светимостью. Зная яркость звезды на небе, можно вычислить, сколько энергии она теряет в единицу времени, только если известно расстояние до нее. В приложении Б мы говорим о том, как астрономы определяют расстояния до звезд. Для звезд, расстояния которых от Земли известны, можно определить и светимость. Хотя Солнце кажется нам самой яркой из звезд на небе, его светимость по сравнению с другими звездами не слишком велика: наиболее яркие из них светят в 100 тысяч раз сильнее Солнца. Они кажутся на небе почти невидимыми световыми точками, поскольку находятся от нас на очень большом расстоянии. Но среди звезд есть и очень слабые, светимость которых не превышает одной стотысячной доли светимости Солнца.

Таким образом, в нашем распоряжении имеются два важных свойства звезд, которые можно определить численно: температура их поверхности и светимость. Сразу же возникает вопрос, реализуются ли все возможные комбинации этих величин или же они связаны между собой каким-то соотношением? Можно спросить также: существуют ли звезды с высокой светимостью и высокой температурой, с одной стороны, и звезды с высокой светимостью и с низкой температурой – с другой? Встречается ли малая светимость как у горячих, так и у холодных звезд?

Диаграмма Герцшпрунга и Рессела

Астрономы отвечают на все эти вопросы с помощью диаграммы, которая связывает температуру поверхности и светимость. Эта диаграмма помогла найти ключ к законам развития звезд. Поэтому мы вначале подробно остановимся на ее характеристиках. Она носит название своих создателей – датского астронома Эйнера Герцшпрунга и американца Генри Норриса Рессела. Сокращенно диаграмму Герцшпрунга-Рессела называют диаграммой Г-Р. На этой диаграмме по оси ординат отложена светимость звезды, а по оси абсцисс (справо налево) температура ее поверхности (рис. 2.1). Если по цвету звезды определить ее температуру, то в нашем распоряжении будет одна из величин, нужных для построения диаграммы Г-Р. Если известно расстояние до звезды, то по ее видимой яркости на небе можно определить светимость. Тогда в нашем распоряжении будут обе величины, необходимые для построения диаграммы Г-Р, и мы сможем поставить на этой диаграмме точку, которая соответствует нашей звезде. На рис. 2.1 схематически показано положение всех звезд, о которых мы говорили выше. По техническим причинам шкала температур на оси абсцисс неравномерна, но это нас не интересует. Светимость отложена по оси ординат. Число 1000 означает, например, что на этом уровне размещаются звезды, светимость которых в 1000 раз больше светимости Солнца. Солнце помещается на диаграмме напротив светимости 1, а поскольку температура поверхности Солнца составляет 5800 градусов, то оно оказывается почти в середине диаграммы Г-Р. Звезды, светимость которых больше солнечной, лежат выше. Звезды с более низкой светимостью, как, например, Сириус В – белый карлик из системы Сириуса, – лежат ниже. Звезды, которые горячее Солнца, как, например, Сириус А и Дзета Возничего В – горячая звезда из системы Дзета Возничего и Спика из созвездия Девы, лежат слева от Солнца. Более холодные звезды, как Бетельгейзе и красный сверхгигант из системы Дзета Возничего, лежат справа.

Рис. 2.1. Диаграмма Герцшпрунга – Рессела, на которой показаны некоторые уже известные нам звезды. Если известна температура поверхности звезды, то мы можем от соответствующей точки на температурной шкале подняться вверх по диаграмме. Если известна также ее светимость, то мы сможем провести линию слева направо от соответствующей точки на вертикальной шкале. В точке пересечения этих линий и будет расположена наша звезда. В качестве примера такие прямые проведены для Спики (температура поверхности 18000 °C, светимость составляет 10 тысяч светимостей Солнца). Таким же способом выбрано расположение точек для остальных звезд.

Точки на диаграмме Г-Р уже кое-что говорят нам о свойствах звезд. Поскольку холодные звезды излучают красный свет, а горячие – белый или голубой, то на диаграмме справа расположены красные звезды, а слева-белые или голубые. Вверху на диаграмме лежат звезды с большой светимостью, а внизу с малой. Справа вверху, таким образом, расположены холодные звезды с большой светимостью. Один квадратный сантиметр поверхности холодной звезды излучает в секунду очень малое количество энергии. Большая общая светимость звезды объясняется тем, что велика площадь ее поверхности: звезда должна быть очень большой. Поэтому справа вверху на диаграмме Г-Р мы видим большие звезды, их называют красными гигантами и красными сверхгигантами. Действительно, этот факт уже известен нам для одной из таких звезд: главная звезда системы Дзета Возничего так велика, что внутри ее поместилась бы вся орбита Земли.

Точно так же мы можем рассмотреть и левую нижнюю часть диаграммы. Там расположены горячие звезды с низкой светимостью. Поскольку квадратный сантиметр поверхности горячего тела излучает в секунду много энергии, а звезды из левого нижнего угла диаграммы имеют низкую светимость, то мы должны прийти к выводу, что они невелики по размерам. Слева внизу, таким образом, располагаются белые карлики. Одна из таких звезд – спутник Сириуса, который называется Сириус В.

Следовательно, уже из общих соображений можно, зная светимость и температуру поверхности, оценить размер звезды. Температура говорит нам, сколько энергии излучает один квадратный сантиметр поверхности. Светимость, равная энергии, которую излучает звезда за единицу времени, позволяет узнать величину излучающей поверхности, а, следовательно, и радиус звезды.

Прежде чем с помощью диаграммы Г-Р ответить на наш вопрос об эволюции звезд со временем, сделаем еще одно замечание. Дело в том, что измерить интенсивность света, приходящего к нам от звезд, не так-то просто. Атмосфера Земли пропускает не все излучение. Коротковолновый свет (например, в ультрафиолетовой области спектра) не доходит до нас. Но и интенсивность света, прошедшего сквозь атмосферу, можно измерять по-разному. Человеческий глаз воспринимает лишь часть света, излучаемого Солнцем и звездами. Фотоэмульсия тоже чувствительна только к определенным длинам волн. Световые лучи разной длины, имеющие разный цвет, не одинаково сильно воздействуют на сетчатку глаза или фотопластинку. При определении светимости звезд учитывают лишь свет, который воспринимается человеческим глазом. Следовательно, для измерений надо использовать инструменты, которые с помощью цветных фильтров имитируют цветовую чувствительность человеческого глаза. Поэтому на диаграммах Г-Р часто вместо истинной светимости указывают светимость в видимой области спектра, воспринимаемой глазом. Ее называют также визуальной светимостью.[3]3
  Величины истинной (болометрической) и визуальной светимости могут различаться достаточно сильно. Так, например, звезда, масса которой в 10 раз больше солнечной (для определенности Спика), излучает примерно в 10 тысяч раз больше энергии, чем Солнце, в то время как в видимом диапазоне спектра она всего в 1000 раз ярче Солнца.


[Закрыть] Следует сказать, однако, что при переходе от истиной светимости к визуальной диаграмма Г-Р изменяется незначительно. На диаграммах, приведенных в этой книге, указана визуальная светимость в тех случаях, когда на них изображены экспериментальные данные. Если на диаграммах приведены числа, полученные в результате расчетов на вычислительных машинах, то они соответствуют истинной, энергетической (или болометрической) светимости. На всех диаграммах указано, какая из величин светимости имеется в виду.