Тема: звезды

§1. Нормальные звезды

Звезды - наиболее распространенные объекты во Вселенной. Более 98% массы космического вещества сосредоточено в этих газовых шарах; остальная часть его рассеяна в межзвездном пространстве. С эволюцией звезд связано образование многих химических элементов.

Звезда это единая гравитационно-связанная массивная (М от 2 10²⁹ до 10³² кг) небесное тело, непрозрачная для излучения, в котором происходят ядерные реакции синтеза.

Звезда это водородный термоядерный реактор в котором плазма удерживается тяготением.

Основные свойства звезды определяются прежде всего ее массой, светимостью и радиусом. С точки зрения наблюдений первоочередная задача состоит в определении этих величин и в выяснении индивидуальных особенностей отдельных звезд, а также различных групп звезд.

Звезды отличаются весьма большим разнообразием. Однако среди них можно выделить отдельные группы звезд, обладающих общими свойствами. Особенно интересны те из подобных групп, члены которых, например, отличаются нестационарностью или совершают пульсации, взрываются и т. д. Как правило, наличие таких особенностей позволяет сделать важные выводы не только о природе отдельных звезд, но и в ряде случаев о более общих закономерностях Вселенной. Звезды, не обладающие указанными особыми свойствами, называются нормальными.

§2. Спектры нормальных звезд и спектральная классификация

Изучение нормальных звезд позволяет найти физически обоснованные принципы классификации всех звезд. Уже при первом знакомстве со звездным небом обращает на себя внимание различие звезд по цвету. Гораздо сильнее это различие выявляется при рассмотрении спектров. Как правило, звезды имеют непрерывный спектр, на который накладываются спектральные линии, чаще всего поглощения. В спектрах некоторых звезд наблюдаются яркие (эмиссионные) линии.

Важнейшие различия спектров звезд заключаются в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий, а также в распределении энергии в непрерывном спектре.

При этом сразу же стало ясно, что важнейшие их особенности связаны с различием физических свойств звезд.

Спектры большинства звезд эмпирически удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других - усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы. Дальнейшие исследования показали, что звезды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами.

Этот принцип спектральной классификации впервые был удачно применен в начале этого столетия на Гарвардской обсерватории. Гарвардская классификация звезд легла в основу современной спектральной классификации.

В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и M..

Спек. класс	Важнейшие особенности спектра	IC	Цвет	Ттыс. К
О	О высокой температуре звезд этого класса можно судить по большой интенсивности ультрафиолетовой области непрерывного спектра. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (С, Si, N, 0 углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода.	-0,3	Голубоватый	30-55
В	Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов.	-0,2	голубоватый -белый	10-30
А	Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов.	0,0	белый	7,5-10
F	Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана).	0,4	Желтовато-белый	7,5
G	Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. (Са+, Fe, Ti) Типичный пример – Солнце.	0,6	желтый	5-6
К	Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры. Появляются молекулярные полосы.	1,0	оранжевый	3,5-5
М	Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений.	1,5	Красный	2-3,5

Кроме этих основных классов существуют дополнительные, являющиеся ответвлениями от классов G и К и представляющие собой звезды с аномальным химическим составом, отличающимся от химического состава большинства других звезд. Первое ответвление происходит от класса G и содержит «углеродные» звезды:

Класс С, отличающийся от классов К и М наличием линий поглощения атомов и полос поглощения молекул углерода.

Второе ответвление происходит от класса К и содержит «циркониевые» звезды:

Класс S. Звезды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместо полос окиси титана (Ti0) присутствуют полосы окиси циркония (Zr0). Таким образом, все перечисленные спектральные классы схематически можно расположить следующим образом: О—В—А—F—G—К—М. S

S S

Внутри каждого спектрального класса можно установить плавную последовательность подклассов, переходящих из одного в другой. Каждый класс (кроме класса О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после обозначения спектрального класса, например, В8, АО, G5. Спектральный класс О подразделяется на подклассы от 04 до 09,5. После таких обозначений ставятся дополнительные значки, если спектр звезды обладает теми или иными особенностями. Если в нем присутствуют эмиссионные линии, то это обозначается буквой е. Так, В5е означает звезду класса В5 с эмиссионными линиями в спектре.