По спектрам звезд
астрономы изучают состав и строение звезд, физические процессы,
протекающие в них, определяют расстояния до звезд и исследуют движение
звезд в пространстве.
Спектры звезд впервые стали исследовать в начале XIX в. Однако в то время еще не были известны законы спектрального анализа (см. Электромагнитное излучение небесных тел). Лишь после открытия этих законов в середине XIX в. стали систематически наблюдать звездные спектры.
Первые наблюдения были визуальными, производились они с помощью спектроскопа. Применение фотографии во второй половине XIX в. открыло широкую дорогу спектральным исследованиям. Фотопластинка, помещенная в телескопе, перед объективом которого ставили призму, регистрировала сотни звездных спектров за одну экспозицию.
На основе многочисленных снимков спектров звезд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звездных спектров. С небольшими изменениями она применяется и в настоящее время. Эта классификация звездных спектров называется гарвардской. Отдельные классы звезд обозначаются в ней буквами. Подклассы в каждом спектральном классе нумеруются цифрами от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам. Она выглядит следующим образом: O-B-A-F-G-K-M.
В спектральном классе М имеется разветвление, указывающее на три немногочисленные группы холодных звезд спектральных классов R, N и S.
Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна: характеристики звезд плавно изменяются при переходе и одного класса к другому.
Гарвардская спектральная классификация звезд основана на виде и числе спектральных линий. В обычном звездном спектре, как и в спектре Солнца, они выглядят темными линиями на светлом фоне непрерывного спектра. Линии принадлежат различным химическим элементам. Их вид в спектре обусловлен в основном температурой звезды. Приведем ниже более подробное описание спектральных классов и назовем яркие звезды, являющиеся типичными представителями их.
- Класс О — самые горячие звезды во Вселенной. Температура (Т) их поверхности — в среднем около 40 000 К. В их спектрах основными линиями являются слабые линии водорода и ионизованного и нейтрального гелия. Пример: δ, λ и ξ Ориона.
- Класс В — менее горячие звезды. Т ~ 15 000 К. Линии водорода и гелия более четки, чем в классе О. Пример: Спика, Беллатрикс.
- Класс А характеризуется интенсивными широкими линиями водорода, линий гелия нет, появляются слабые линии металлов. Г=8500 К. Пример: Вега, Сириус.
- Класс F — линии водорода стали слабее, чем у класса А, много линий ионизованных металлов, в частности железа. Т —6600 К. Пример: Канопус, Процион.
- Класс G — звезды со спектром, подобным солнечному. Т~5500 К. Пример: Капелла, альфа Центавра, Солнце.
- Класс К — звезды, более холодные, чем Солнце. Т~ 4100 К. Линии водорода очень слабы, линии нейтральных металлов усилены, видны слабые полосы молекул СН и CN. Пример: Арктур.
- Класс М — самые холодные звезды. Г~2800 К. Интенсивны линии металлов, а также полосы молекул (особенно окиси титана). В классах R и N видны темные полосы углерода и циана, а в классе S — окиси циркония. Примеры: Бетельгейзе, Антарес, Мира Кита.
Хотя спектральная классификация звезд основана на характеристиках спектральных линий, непрерывный спектр, на фоне которого эти линии наблюдаются, также существенно изменяется при переходе от класса О к классу М. У горячих звезд О и В усилена синяя часть спектра и слаба красная; звезды F и G-имеют наибольшую интенсивность излучения в желтых лучах, а звезды М светят преимущественно в красной области и крайне мало излучают в синей. В соответствии с этим изменяется цвет звезд: О и В — голубоватые звезды, А — белые, F и G — желтые, К — красноватые (оранжевые), М — красные.
Классификация, рассмотренная выше, является одномерной, так как основной характеристикой, учитываемой в ней, является температура звезды. Но среди звезд одного и того же спектрального класса есть звезды-гиганты и звезды-карлики (см. Звезды). Они различаются по плотности газа в атмосфере, площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд.
В 1953 г. была разработана
новая, уточненная двумерная классификация звезд. По этой классификации у
каждой звезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости.
Он обозначается римскими цифрами от I до V. Цифра I относится к
сверхгигантам,
В настоящее время известны спектральные классы многих сотен тысяч звезд. Изданы объемистые каталоги спектров звезд. Работы по спектральной классификации звезд широко и успешно ведутся в СССР.
Все сказанное выше относится к нормальным звездам. Однако во Вселенной есть великое множество нестандартных звезд с необычными спектрами. К ним относятся прежде всего так называемые эмиссионные звезды. Для их спектров характерны не только темные (или абсорбционные) линии, но и светлые линии излучения, более яркие, чем непрерывный спектр. Такие линии называются эмиссионными. Присутствие в спектре звезды эмиссионных линий обозначается буквой «е» после спектрального класса. Так, имеются звезды Be, Ae, Me. Наличие в спектре звезды О определенных эмиссионных линий обозначается как Of. Существуют экзотические звезды, открытые французскими астрономами Вольфом и Райе. Спектры этих звезд состоят из широких эмиссионных полос на фоне слабого непрерывного спектра. Их обозначают WC и WN, в гарвардскую классификацию они не укладываются. В последнее время были открыты инфракрасные звезды, которые в видимой области спектра очень мало или совсем не излучают, а почти всю свою энергию они излучают в невидимой инфракрасной области спектра. Их температура не превышает 1800 К.
