Цвет и температура звёзд

Бетельгейзе выглядит оранжево-красной при температуре около 3600 K, Ригель голубовато-белым при температуре около 12 100 K.

Нагретые тела светятся, а цвет указывает температуру

Железный прут в огне сначала светится тускло-красным, затем оранжевым и желтовато-белым. Звёзды подчиняются тому же правилу. Любое нагретое тело излучает на множестве длин волн, и чем оно горячее, тем короче длина волны максимального излучения. Это закон Вина: длина волны максимума равна 2.898 миллиона нанометр-кельвинов, делённым на температуру. Для Солнца при 5772 K получается около 502 нм, в сине-зелёной части спектра.

Но Солнце ведь не сине-зелёное. Кривая широкая, и Солнце излучает также много красного, жёлтого и фиолетового света. Глаза смешивают весь этот набор и видят белый; жёлтым Солнце кажется главным образом у горизонта, где воздух рассеивает синюю составляющую. Поэтому же не бывает зелёных звёзд. Звезда с максимумом в зелёной области сильно излучает и в красной, и в синей, а смесь выглядит белой. У холодной Бетельгейзе при примерно 3600 K максимум находится около 805 нм в инфракрасной области, поэтому в видимом свете преобладают красный и оранжевый. У Ригеля при примерно 12 100 K максимум около 240 нм в ультрафиолете, и он выглядит голубовато-белым.

Горячая поверхность излучает гораздо больше с квадратного метра

Температура определяет и количество света от каждого квадратного метра поверхности. По закону Стефана-Больцмана мощность излучения единицы площади растёт как четвёртая степень температуры. При удвоении температуры каждый квадратный метр излучает в 2⁴ = 16 раз больше. Сириус A при примерно 9900 K излучает с квадратного метра в (9900 ÷ 5772)⁴ ≈ 8.7 раза больше света, чем Солнце. Полная светимость равна этому излучению, умноженному на площадь поверхности, которая растёт как квадрат радиуса. Вместе получаем: светимость в солнечных единицах = радиус² × (температура ÷ 5772)⁴. Именно эту формулу использует модель, и на ней основаны следующие уроки.

На практике астрономы редко измеряют весь спектр только ради температуры. Быстрее сфотографировать звезду через два цветных фильтра: синий и жёлто-зелёный «визуальный», а затем сравнить яркость. Разность называется показателем цвета и записывается B−V. Горячая звезда ярче через синий фильтр, поэтому показатель мал или отрицателен; у холодной он положительный и большой. У Солнца B−V около 0.66, Арктура около 1.23, Альдебарана около 1.54. После калибровки связи показателя с температурой по звёздам с хорошо изученными спектрами двух фотографий хватает, чтобы оценить температуры сразу тысяч звёзд.

O, B, A, F, G, K, M

Разлагая звёздный свет в спектр, астрономы видят тёмные линии там, где атомы звёздной атмосферы поглощают определённые цвета. Рисунок линий зависит главным образом от температуры. В обсерватории Гарвардского колледжа Энни Джамп Кэннон упростила прежнюю алфавитную схему до семи классов от горячих к холодным: O, B, A, F, G, K, M. Каждый делится на десять подклассов от 0 до 9, поэтому солнечный G2 немного горячее G5. Международный астрономический союз принял её систему в 1922 году; она используется до сих пор.