Увидеть разницу в цвете невооруженным глазом удается только у очень ярких звезд. Скажем, Антарес и Бетельгейзе будут красными, Капелла – желтой, Сириус – белым, а Вега – голубовато-белой. А вот небольшой любительский телескоп или даже приличный полевой бинокль заметно улучшат качество картинки. Цвет звезды, а следовательно, и ее спектр определяются температурой ее поверхностных слоев. При температуре 3–4 тысячи градусов Кельвина звезда будет красной, при 6–7 тысячах градусов приобретет отчетливый желтоватый оттенок, а горячие звезды с температурой 10–12 тысяч градусов сияют белым или голубоватым светом. В современной астрономии имеются надежные и вполне объективные методы измерения цвета звезд, с помощью которых получают величину под названием «показатель цвета». Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра.

Спектральные классы звезд

Принято выделять семь основных спектральных классов, которые обозначают латинскими буквами О, В, A, F, G, К и М. Для пущей точности каждый спектральный класс разбит на 10 подклассов (от 0 до 9, с ростом в сторону уменьшения температуры). Таким образом, звезда со спектром В9 будет ближе по спектральным характеристикам к спектру А2, чем, например, к спектру В1. Звезды классов О-В голубые (температура поверхности – примерно 100—80 тысяч градусов), A – F – белые (11—7,5 тысячи градусов), G – желтые (примерно 6 тысяч градусов), К – оранжевые (около 5 тысяч градусов), М – красные (2–3 тысячи градусов).

Наше Солнце относится к спектральному классу G2 (температура его поверхностных слоев – около 6 тысяч градусов) и считается, как это ни обидно, карликовой желтой звездой. Впрочем, размеры этого карлика вполне приличные – диаметр Солнца составляет около 1,4 миллиона километров.

Некоторые звезды могут периодически менять свой блеск. В первой главе рассказывалось о цефеидах, пульсирующих переменных звездах, которые иногда называют «маяками Вселенной», так как благодаря им удалось построить надежную шкалу, с помощью которой астрономы научились определять расстояния до далеких звезд и других галактик. Цефеиды представляют собой желтые сверхгиганты с температурой поверхности примерно такой же, как у Солнца. Но светят они гораздо ярче, потому что мощность их излучения превосходит солнечную в десятки тысяч раз. Периодическое изменение блеска звезд подобного типа связано со сложными физико-химическими процессами в их недрах, поэтому их принято называть истинными, или физическими, переменными. Звезда Мира из созвездия Кита тоже относится к числу настоящих переменных, хотя период изменения блеска у нее гораздо больше и составляет примерно 11 месяцев (у цефеид – от суток до месяца).

Однако встречаются переменные звезды, колебания блеска которых никак не связаны с особенностями их внутреннего строения. Примером такой звезды является Алголь (бета Персея), которую в старину называли «глазом дьявола» и «вурдалаком». Ее яркость изменяется на целую звездную величину каждые трое суток без трех часов. Греки помещали бету Персея в голову Медузы Горгоны – жуткого клыкастого чудовища в женском обличье и со змеями вместо волос. Взор этой крылатой твари превращал все живое в камень. Алголь относится к числу так называемых затменных двойных звезд, потому что причины переменности его блеска принципиально иные, чем у дельты Цефея или омикрона Кита. Вокруг Алголя обращается слабая звезда – второй компонент двойной системы, орбита которой лежит в одной плоскости с земной орбитой. Когда она оказывается между Алголем и Землей на луче зрения земного наблюдателя, то частично его затмевает. Таким образом, интенсивность излучения Алголя в действительности не усиливается и не ослабевает, а остается строго постоянной. Просто-напросто на пути распространения световых лучей периодически возникает препятствие.