19.4 Спектры, спектральная классификация. Аномалии химического состава.
Звёзды имеют непрерывные спектры, на которые накладываются тёмные и яркие спектральные линии. Различия спектров звёзд заключается в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий, а также в распределении энергии в непрерывном спектре.
Часть лучей, проходящих через атмосферу звезды, поглощается, причём это поглощение может быть непрерывным, когда ослабляется некоторый более или менее протяжённый участок спектра, и избирательным, когда поглощаются узкие участки спектра.
Спектры большинства звёзд 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.
Звёзды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами.
Эта классификация была впервые применена на Гарвардской обсерватории в начале нашего века. Позднее Гарвардская классификация дополнялась и видоизменялась и сегодня - это сложная схема с множеством индексов и подразделов. В результете работы гарвардских астрономов появился “Каталог Генри Дрэпера”, содержащий спектральные характеристики 225 320 звёзд северного и южного полушария неба и включающий практически все звёзды до 9 зв. величины.
В Гарвардской классификации спектральные типы обозначены буквами латинского алфавита
С R - N
WN
Q, P, W, O - B - A - F - G - K - M.
WC |
S
Класс О. большая интенсивность ультрафиолетовой области свидетельствует о высокой температуре. Свет этих звёзд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных углерода, кремния, азота, кислорода. Есть слабые линии нейтрального гелия и водорода.
Класс В. Наибольшую интенсивность имеют линии нейтрального гелия. Цвет голубовато - белый. Типичная звезда - Спика.
Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Цвет белый. Типичные звёзды - Вега, Сириус.
Класс F. Линии водорода ослабевают. Усиливаются линии ионизованных металлов (кальция, железа, титана). Цвет желтоватый. типичная звезда - Процион.
Класс G. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет жёлтый. Типичная звезда - Солнце.
Класс K. Фиолетовый конец ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры. Цвет красноватый. Типичные звёзды - Арктур, Альдебаран.
Класс М. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечён полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Цвет красный. Типичная звезда - Бетельгейзе (альфа Ориона).
Кроме основных классов есть ответвления от классов G и К, представляющие собой звёзды с аномальным химическим составлм, отличающимся от химического состава большинства других звёзд.
Класс С. Содержит углеродные звёзды. В спектрах выделены линии поглощения атомов и полос поглощения молекул углерода.
Класс S. Циркониевые звёзды. Вместо полос окиси титана присутствуют полосы окиси циркония.
В классах R и N заметны различные молекулярные соединения.
Буквой Q обозначаются спектральные классы новых звёзд.
Буквой Р обозначаются спектральные классы спектров планетарных туманностей.
Буквой W обозначаются спектры звёзд типа Вольфа - Райе - очень горячие звёзды, в спектрах которых много эмиссионных линий.
В спектрах звёзд WN видны спектральные линии азота.
В спектрах звёзд WС видны спектральные линии углерода. Температуры фотосфер этих звёзд очень высоки: от 60 000 до 100 000 К.
Внутри каждого спектрального класса можно установить плавную последовательность подклассов, переходящих из одного в другой. Каждый класс (кроме О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы.
Спектральный класс О делится на подклассы от О4 до О9,5.
После таких обозначений ставятся разные значки, если спектр обладает особенностями. Если присутствуют эмиссионные линии, ставится буква е. Звёзды - сверхгиганты часто отличаются глубокими узкими линиями. Это отмечается буквой с (сF0). Давление газа в той области звёздной оболочки, где образуются спектральные линии, влияет на их ширину. При малой плотности и малом давлении спектральные линии тонкие и резко очерченные. Эта особенность указывает на высокую светимость.
Интенсивность избранных линий поглощения позволяет судить о светимости звезды, является она гигантом или карликом. В первом случае перед спектральным классом ставится индекс g (гигант), во втором - d (карлик).
Другие особенности, нетипичные для данного класса обозначаются буквой p (pecular) - пекулярные спектры (А5p).
Осевое вращение звёзд приводит к расширению и размыванию спектральных линий. Поэтому введены индексы n - диффузные линии, и s - резкие линии, они пишутся рядом с обычным символом спектрального класса.
Помимо Гарвардской классификации была разработана ещё спектральная классификация звёзд по светимостям. Она называется Йеркская классификация или “классификация МКК” по имени разработчиков - Моргана, Кинана и Колльмана.
В этой классификации оставлены спектральные классы Гарвардской классификации, но введено понятие о классе светимости, который определяется по виду и относительной интенсивности некоторых избранных для этой цели спектральных линий. Класс светимости - это характеристика абсолютной звёздной величины.
Ia - яркие сверхгиганты (светимость около 10 000)
Iab - промежуточные сверхгиганты.
Ib - слабые сверхгиганты (светимость 5 000)
II - яркие гиганты.
III - слабые (нормальные) гиганты.
IV - субгиганты.
V - карлики (большинство звёзд главной последовательности).
VI- субкарлики.
VIIa и VIIb - белые карлики.
20. Диаграмма Герцшпрунга - Рассела.
20.1 Основные группы звёзд на диаграмме "спектр - светимость": главная последовательность, сверхгиганты, гиганты, субкарлики, белые карлики.
В 1905 году Эйнар Герцшпрунг и в 1910 году Генри Рассел установили существование зависимости между видом спектра и светимостью звёзд. Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывается спектральный класс, по другой - абсолютная звёздная величина. Эта диаграмма называется диаграммой спектр-светимость или диаграммой Герцшпрунга - Рассела.
Вместо абсолютной звёздной величины можно откладывать светимость, а вместо спектральных классов - показатели цвета или эффективную температуру.
Положение каждой звезды на диаграмме определяется её физической природой и стадией эволюции. Поэтому на диаграмме запечатлена вся история рассматриваемой системы звёзд.
Диаграмма позволяет выделить различные группы звёзд, объединённые общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками. С помощью диаграммы можно исследовать химический состав и эволюцию звёзд.
Верхняя часть диаграммы соответствует звёздам большой светимости, которые при данном значении температуры отличаются большими размерами. Здесь располагаются гиганты и сверхгиганты.
Нижняя часть диаграммы занята звёздами малой светимости. Здесь находятся карлики.
В левой части располагаются горячие звёзды более ранних спектральных классов, а в правой - более холодные звёзды, соответствующие более поздним спектральным классам.
Диагональ, идущая слева вниз направо, называется главной последовательностью. Вдоль неё расположены звёзды, начиная от самых горячих до наиболее холодных.
20.2 Классы светимости. Метод спектральных параллаксов.
Детальное изучение диаграммы позволяет выделить несколько последовательностей, помимо главной, но обладающих большей дисперсией. Эти последовательности говорят о наличии у некоторых звёздных групп индивидуальной зависимости светимости от температуры.
Эти последовательности называются классами светимости (от I до VII).
I - Сверхгиганты. Занимают на диаграмме верхнюю часть и разделяются на несколько последовательностей.
II - яркие гиганты. располагаются на диаграмме
III - слабые (нормальные) гиганты. | между сверхгигантами и главной
IV - субгиганты. | последовательностью.
V - карлики (большинство звёзд главной последовательности).
VI- субкарлики. Образуют последовательность, проходящую ниже главной примерно на одну звёздную величину, начиная от класса А0 вправо.
VIIa и VIIb - белые карлики. Занимают нижнюю часть диаграммы.
Принадлежность звезды к данному классу светимости устанавливается на основании специальных дополнительных признаков спектральной классификации. Сверхгиганты обладают узкими и глубокими линиями, а белые карлики - очень широкими линиями.
В спектрах карликов линии некоторых металлов относительно слабее, чем у гигантов тех же спектральных классов. Спектры субкарликов отличаются слабостью всех металлических линий, что связано с меньшим содержанием металлов в этих звёздах.
Определение класса светимости может служить основой для спектроскопического определения абсолютных звёздных величин и расстояний.
Метод определения расстояний, основанный на эмпирической зависимости светимости звёзд от отношения интенсивностей определённых линий в спектре, называется методом спектральных параллаксов.
Спектральные параллаксы могут быть определены для очень удалённых объектов, если изучены их спектры.
Например, если известно, что звезда принадлежит к какому-то спектральному классу, мы по линиям спектра заключаем к какому классу светимости она относится: гигантам, главной последовательности или карликам. Определив таким образом абсолютную звёздную величину и измерив визуальную, можем найти расстояние до звезды по формуле:
lg r = (m - М + 5)/5.
Ошибка определения расстояния по этому методу составляет 20% и не зависит от расстояния.
20.3 Диаграмма "радиус - масса" и "масса - светимость".
Из формулы
lgR = 1/2 lg L + 2 lg (Tс/Tэфф).
следует, что радиусы, светимости и эффективные температуры звёзд связаны зависимостью.
Для каждой последовательности звёзд на диаграмме спектр - светимость можно установить определённое соотношение между спектральным классом и радиусом.
Отложим по одной оси абс. болометрическую зв. величину и логарифм зв. температуры по другой. На такой диаграмме положение всех звёзд, имеющих одинаковые радиусы, изобразится прямыми линиями, т.к. зависимость между lgL и lgT линейная. На рисунке показаны линии постоянных радиусов, позволяющие легко найти размеры звезды по её светимости и спектру.
Радиусы различных звёзд меняются в больших пределах: от сотен и тысяч радиусов Солнца до тысячной доли радиуса Солнца.
Главная последовательность и последовательность сверхгигантов изобразились почти прямыми линиями. Это позволяет установить для данных звёзд эмпирическую зависимость между болометрической светимостью и радиусом. Для звёзд главной последовательности выполняется формула:
Lbol = R5,2
Масса не может быть определена для одиночных звёзд. Поэтому известны лишь немногие массы звёзд, находящихся в двойных системах. Для немногих звёзд обнаружена эмпирическая зависимость между массой и болометрической светимостью.
Lbol = M3,9
Из этой формулы следует, что в верхней части главной последовательности находятся самые массивные звёзды с массами в десятки раз большими солнечной. По мере движения вниз массы убывают.
Наиболее густо населённые участки диаграммы Герцшпрунга - Рэссела соответствуют наиболее длительным этапам эволюции звёзд. Меняя светимость, звёзды с течением времени меняют своё положение на диаграмме.