§ 71. Спектральная классификация звезд

Систематическое изучение звездных спектров привело к созданию спектральной классификации. Оказалось, что, несмотря на значительное различие физических условий, звездные спектры могут быть распределены в небольшое количество групп. За основу была принята та классификация, которую разработали в Гарвардской обсерватории. В § 33 были достаточно подробно описаны те условия, при которых создается непрерывный спектр звезды и образуются как линии пoглощения, так и эмиссионные, яркие спектральные линии.

Здесь мы опишем конкретный вид звездных спектров и осветим основные принципы построения гарвардской спектральной классификации.

Вид звездного спектра в основном зависит от температуры фотосферы и прилегающих к ней слоев. Конечно, весьма существенную роль играет и химический состав. Однако у звезд с одинаковым химическим составом вид спектра может быть существенно различным, если отличаются температуры. Так, например, называя в дальнейшем ту или иную звезду «гелиевой» или «водородной», мы понимаем это название чисто условно. Это вовсе не означает, что в оболочке «гелиевой» звезды нет водорода или атомов металлов; просто при данной температуре спектральные линии металлов могли не появиться. При высокой температуре атом а для спектров многих ионов металлов характерно появление линий поглощения (или эмиссионных) в ультрафиолетовой области спектра. Земная атмосфера поглощает ультрафиолетовые лучи и мы не можем наблюдать соответствующего участка спектра. Наиболее горячие звезды обладают протяженными оболочками, в которых возникают интенсивные эмиссионные линии. Их называют звездами типа Вольфа - Райе, а их спектральный класс обозначается буквой W. Эмиссионные линии и даже полосы образуются при электронных переходах в атомах и ионах гелия, азота, углерода и кислорода. На виде спектра здесь также сказывается химический состав звезды. Существуют звезды, обогащенные углеродом, и их спектры обозначаются тогда WC. Если же в оболочке звезды содержится преимущественно азот, то спектральный класс такой звезды обозначается WN. Их температура от 60 тыс. до 110 тыс. градуса».

К числу очень горячих звезд принадлежат также звезды спектрального класса О. Непрерывный спектр такой звезды пересечен линиями поглощения, производимого атомами ионизованного гелия, азота и кислорода. Температуры внешних слоев этих звезд заключены в пределах от 25 000 до 50 000°; это голубые звезды.

Следующий спектральный класс обозначается буквой В. В спектре видны главным образом линии поглощения атомов гелия. Температуры этих звезд заключены в пределах от 15 000 до 25 000°; цвет этих звезд голубоватый.

Далее следуют звезды спектрального класса А. Главная особенность этого спектрального класса - интенсивная серия линий поглощения Бальмера, принадлежащая атомам водорода; линии этой серии обозначаются буквами На, Hp, HY, Hg и т. д. Температура звезд спектрального класса А от 8000 до 15 000°, а цвет - белый.

Рис. 137. Спектральная классификация звезд

За этим классом следует спектральный класс F. Звезды этого спектрального класса светят желтоватым светом и имеют температуру внешних слоев около 7500°. В их спектрах наблюдаются линии поглощения ионизованных металлов, преимущественно кальция и магния, и ослабленные линии поглощения водорода.

Звезды спектрального класса G желтого цвета и имеют температуру, близкую к 6000°. Этот спектральный класс характеризуется огромным числом линий поглощения, как нейтральных, так и ионизованных металлов. Особенно интенсивны линии поглощения ионизованного кальция (Са II), обозначаемые символами Н и К, а также многочисленные линии железа.

За спектральным классом G следует класс К. Звезды этого класса имеют оранжевый цвет, температура их поверхности около 5000°, а спектры содержат многочисленные линии поглощения, производимого нейтральными атомами металлов. Появляются заметные следы полос поглощения, производимого молекулами (в частности, окиси титана).

Параллельно со спектральным классом К выделен класс R. Принадлежащие этому классу звезды имеют такую же температуру поверхности, близкую к 5000°, но в их спектрах, помимо линий поглощения нейтральных металлов, видны молекулярные полосы поглощения циана и углерода. Таким образом, звезды классов К и R, сходные по температурам, отличаются своим химическим составом.

Самыми холодными звездами являются красные звезды спектральных классов М, N и S. Их температура около 3000°. При такой низкой температуре становятся устойчивыми молекулы различных химических соединений, вследствие чего спектры этих звезд пересечены широкими полосами поглощения молекул.

У звезд спектрального класса М особенно интенсивны полосы поглощения, производимого молекулами окиси титана (TiO). В спектрах звезд класса S вместо них интенсивны полосы поглощения окиси циркония (ZrO). Встречаются также звезды, спектральные классы которых могут быть отнесены как к М, так и к S, так как в их спектрах присутствуют полосы поглощения и окиси титана, и окиси циркония.

В спектрах звезд класса N наблюдаются полосы поглощения углеродных соединений; особенно интенсивны полосы молекулярного углерода и циана.

Спектральные классы О, В, А часто называют ранними, а К, М, S и N - поздними.

Каждый из спектральных классов делится на подклассы, которые обозначаются цифрой, приписанной справа, например, А5, КЗ, Мб. Иными^ словами, каждый из классов делится на К)' подклассов, причем самый ранний подкласс обозначается нулем (например АО).

Если в спектре, кроме линий поглощения, видны эмиссионные линии излучения, то приписывается буква е, например В5е.

Если в спектре видны какие-либо особенности, не укладывающиеся в принятую классификацию, то добавляется буква р, например Ар. Это означает, что спектр, хотя и класса А, но особенный - «пекулярный».

В спектрах некоторых звезд усилены линии поглощения металлов. В таком случае по одним линиям может быть определен спектральный класс, скажем, А, в то время как по линиям металлов его надо было бы классифицировать как F. Такие звезды теперь называют «металлическими», и их обозначениям приписывают справа букву т, например Am.

Описанная нами классификация разработана, конечно, детальнее, чем сказано выше.

Обычно спектры звезд классифицируются по спектрограммам, полученным с объективной призмой, обладающей небольшой дисперсией. Один снимок звездного поля позволяет классифицировать спектры многих звезд. Для таких обозрений Гарвардская классификация вполне приемлема. Однако после того как стали получать «индивидуальные» спектры звезд на щелевых спектрографах с большой дисперсией, появилась возможность не только отождествлять спектральные линии и оценивать их интенсивности, но и изучать сами линии, определять их ширину и профили. Это позволило решить много новых и важных задач.

Из атомной физики известно, что повышение плотности и давления газа приводит к расширению спектральных линий. Оказалось, что звезды одинакового спектрального класса обладают спектральными линиями различной ширины, что вызвано различием физических условий в их оболочках. Так появилась возможность определять по виду спектральных линий, является ли звезда гигантом, или она карлик (см. § 75). Это отмечается буквами ? - гигант и d - карлик, которые ставятся перед обозначением спектрального класса.

Однако не всегда уширение линий вызвано повышенным давлением газа. Вращающиеся звезды обладают также расширенными

Линиями вследствие эффекта Доплера (§ 33). При вращении звейды может оказаться, что, скажем, правая часть диска звезды удаляется от нас, а левая приближается. Так как мы наблюдаем интегральный, суммарный снектр всей звезды, то в нем появятся тоже расширенные спектральные линии. Однако профиль линий будет теперь иным, что дает возможность установить причину расширения линий.

Обнаружены также звезды, у которых периодическое изменение интепсивыостей линий вызвано сильными переменными магнитными полями. Такие звезды называются магнитными.

Появление в спектре эмиссионных линий вызвано чаще всего бурными движениями, происходящими в оболочке звезды. Далее было замечено, что в спектре иногда появляются на некоторое время смещенные линии поглощения. Это означает, что звезда сбросила свою оболочку и эта оболочка рассеивается в мировом пространстве.

Тщательный анализ формы и интенсивности различных спектральных линий дал возможность определения не только качественного, но и количественного химического состава звездных атмосфер, что также дало новую ценнейшую информацию.