Лекция 15. Звезды

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.

Спектральная классификация начала разрабатываться еще до того, как было объяснено возникновение звездных спектров. 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.

Интенсивности некоторых спектральных линий в спектрах звезд настолько чувствительны к температуре, что, грубо говоря, ее можно оценить «на глаз» по одному только внешнему виду спектрограммы, не производя специальных фотометрических измерений. Количественным критерием принадлежности звезды к тому или иному спектральному классу или подклассу является отношение интенсивностей определенных спектральных линий.

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 М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв. Перейдем к описанию спектральных классов, примеры которых приведены на рис. 193. Спектры большинства звезд характеризуются наличием линий поглощения.

Класс О. О высокой температуре звезд этого класса можно судить по большой интенсивности ультрафиолетовой области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода.

Класс В. Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хороню видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато-белый. Типичная звезда —  Девы (Спика).

 Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Цвет звезд белый. Типичные звезды:  Лиры (Вега) и  Большого Пса (Сириус).

Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый. Типичная звезда —  Малого Пса (Процион).

Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды желтый. Типичный пример — Солнце.

Класс К. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды красноватый, как, например, у  Волопаса (Арктур) и  Тельца (Альдебаран).

Класс М. Красные звезды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Типичная звезда —  Ориона (Бетельгейзе).

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 TiO присутствуют полосы окиси циркония (ZrO). Таким образом, все перечисленные спектральные классы схематически можно расположить следующим образом:

C

|

O—B—A—F—G—K—M.

|

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, А0, G5. Спектральный класс О подразделяется на подклассы от O5 до O9,5. 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. Звезды-сверхгиганты часто отличаются глубокими узкими линиями; это отмечается буквой с (с — характеристика перед названием класса: cF0). Другие особенности в спектре звезды, не типичные для данного спектрального класса, отмечаются буквой р (peculiar) — пекулярные, т.е. особенные спектры. Буква р ставится после названия класса (А5р).

Понятие о шкале звездных температур

 

Обычно под температурой звезды понимают ее эффективную температуру. Для определения последней необходимо знать полный поток излучения и радиус звезды. Достаточно точно обе эти величины, а потому и эффективные температуры могут быть измерены лишь для немногих звезд. Для остальных звезд эффективные температуры находят косвенными методами на основании изучения их спектров или показателей цвета с помощью шкалы эффективных звездных температур.

Шкалой эффективных температур называется зависимость цветовых характеристик излучения звезд, например спектрального класса или показателя цвета, от эффективных температур.

Аналогично вводится шкала цветовых температур. Если известна шкала температур, то, определив из наблюдений спектральный класс или показатель цвета данной звезды, легко найти ее температуру. Температурная шкала определяется эмпирически по звездам с известными, например, эффективными температурами, а также для звезд некоторых типов теоретически.

Шкала эффективных температур звезд различных классов светимости приведена в табл.

Шкала эффективных температур звезд

 

Методы определения размеров звезд

Непосредственные измерения радиусов звезд, за некоторыми исключениями, практически невозможны, так как все звезды настолько далеки от нас, что их угловые размеры меньше предела разрешения крупнейших телескопов. Угловые диаметры двух-трех десятков ближайших звезд определены с помощью специальных звездных интерферометров. Принцип работы этих приборов основан на интерференции света звезды, отраженного парой широко расставленных зеркал. В отдельных случаях для определения углового диаметра звезды удается использовать вид интерференционной картины, возникающей во время покрытия звезд Луной. Линейные радиусы можно определить у затменно-переменных звезд по продолжительности затмения

Если для звезды с известным расстоянием r найден каким-либо из описанных методов угловой диаметр d", выраженный в секундах дуги, то ее линейный поперечник D может быть легко вычислен по формуле

Косвенным путем размеры звезды могут быть найдены в том случае, если известна ее болометрическая светимость L_bol и эффективная температура T_eff. Действительно, согласно определению эффективной температуры 1 см² поверхности звезды излучает по всем направлениям поток энергии, равный

Полный поток, излучаемый всей звездой, получится, если умножить эту величину на площадь поверхности звезды 4R². Следовательно, светимость звезды

Если теперь применить полученное выражение к Солнцу, светимость и радиус которого нам известны, то получим, обозначая через T _ эффективную температуру Солнца,

Деля почленно равенства (11.14) и (11.15), находим

или, логарифмируя,

Обычно радиус и светимость звезды выражают в солнечных единицах R_ = 1 и L_ = 1. Тогда

Поперечники самых крупных звезд в 1000 и более раз превосходят солнечный Звезда, открытая Лейтеном в созвездии Кита, в 10 раз меньше Земли по диаметру, а размеры нейтронных звезд порядка десяти километров.