F (6000–7500 K, белые)
G (5200–6000 K, желтые)
K (3700–5200 K, оранжевые) и
M (2000–3700 K, красные),
все они есть на рис. 7.1. Еще правее, за пределами нашей диаграммы, будут звезды остальных классов: L (1300–2000 K, красные), T (700–1300 K, красные) и Y (< 700 K, инфракрасные). Если обратить внимание на шкалу температур в нижней части рисунка, то понятно, какие звезды к каким классам относятся. Спика – звезда класса B, Сириус – звезда класса A, Процион – звезда класса F, а Глизе 581 – звезда класса M. Каждая звезда занимает на диаграмме определенную позицию как по горизонтали, соответствующую ее температуре (чем левее – тем жарче), так и по горизонтали, в зависимости от светимости (чем выше – тем ярче). Естественно, Солнце обладает ровно одной солнечной светимостью по определению. Это хорошо заметно, если обратить внимание на светимость Солнца по вертикали. На этой диаграмме используется логарифмическая шкала, на которую можно нанести огромный диапазон наблюдаемых значений светимости. Каждое деление соответствует возрастанию светимости в 10 раз.
По верхнему краю на рис. 7.1 расположены звезды, светимость которых в миллион раз превышает солнечную. По нижнему краю находятся звезды со светимостью в 1/100 000 от солнечной. Разброс светимости звезд в пределах главной последовательности просто ошеломляет. Оказывается, что звезды в верхнем конце главной последовательности всего в 60 раз превосходят Солнце по массе, но не в миллион раз. В нижней части главной последовательности находятся звезды вдесятеро легче Солнца, но, как я уже говорил, они гораздо, гораздо тусклее Солнца. Итак, диапазон масс велик, однако он не идет ни в какое сравнение с диапазоном светимости. На самом деле, можно описать формальное отношение, характеризующее, как светимость звезды в главной последовательности зависит от ее массы, но эта зависимость нелинейна: светимость пропорциональна массе, возведенной в степень 3,5. Таким образом, две звезды, масса которых слегка отличается, могут обладать очень разной светимостью.
А теперь – классные расчеты. Начнем с E = mc>2. Эту формулу помнят все. Все знают, что ее придумал Эйнштейн, но немногие понимают ее смысл. Дедушка Альберт вывел ее в 1905 году. Как мы уже обсуждали, это уравнение означает следующее: некоторую массу можно преобразовать в энергию согласно такому отношению, где c соответствует колоссальной скорости света, а если ее возвести в квадрат – получается очень большая величина. Именно эта формула описывает мощь, заключенную в атомных бомбах. О происхождении этого уравнения и о Специальной теории относительности Эйнштейна речь пойдет в главе 18.