 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ ЗВЕЗДЕсли на пути света, излучаемого каким-либо источником, поставить стеклянную призму, то свет изменит направление (испытает, как говорят, преломление). При этом лучи с большей длиной волны отклонятся на меньший угол, а лучи с меньшей длиной волны отклонятся на больший угол. В результате на экране, который может быть помещен за призмой, появится цветная полоска - спектр источника излучения. В этой полоске цвета, как в радуге, чередуются от фиолетового, самого коротковолнового из воспринимаемых человеческим глазом цветов, через синий, голубой, зеленый, желтый, оранжевый к красному. За фиолетовым краем полоски находится еще более коротковолновая область - ультрафиолетовая, а за красным краем полоски еще более длинноволновая - инфракрасная. Человеческий глаз не воспринимает ультрафиолетовые и инфракрасные лучи, но они могут быть зарегистрированы приборами.
В спектре свечи или электрической лампочки яркость по мере перехода от фиолетовой части к красной меняется плавно. В спектрах же звезд на этом непрерывном фоне имеются темные, а у некоторых звезд еще и яркие линии. Такого же рода линии появятся в спектре электрической лампочки, если на пути к световой призме свет лампочки пройдет через слой раскаленного газа (например, пламя газовой горелки). Каждый газ дает линии в определенных местах спектра. Сравнивая положение получаемых в лаборатории спектральных линий газов с положением линий в спектрах звезд, можно определить химический состав и температуру звездных атмосфер.
Комбинации линий в спектрах звезд и их интенсивность меняются от звезды к звезде, и практически нельзя найти двух звезд, спектры которых были бы совершенно одинаковы. В то же время совокупность спектров звезд обладает замечательной особенностью: все спектры могут быть расположены в непрерывную последовательность. Если мы возьмем два каких-нибудь сильно отличающихся друг от друга спектра звезд, то всегда можно найти достаточное количество спектров других звезд, которые, после того, как мы их в надлежащем порядке расположим между первыми двумя спектрами, создадут постепенный переход от одного из них к другому. Такая серия промежуточных спектров может быть только одна, т.е. последовательность спектров линейная. Явление линейной последовательности спектров говорит о том, что спектры звезд зависят в основном от одного параметра. Этим параметром является температура.
Для удобства вся последовательность спектров разбита на несколько участков, или спектральных классов. Эти спектральные классы обозначаются латинскими буквами: O - B - A - F - G - K - M - L - T Спектры звезд двух соседних спектральных классов еще сильно отличаются между собой. Поэтому потребовалось введение более тонкой градации - разделения спектров внутри каждого спектрального класса на 10 подклассов. После этого разделения часть последовательности спектров будет выглядеть так: : - B9 - A0 - A1 - A2 - A3 - A4 - A5 - A6 - A7 - A8 - A9 - F0 - F1 - F2 - :Звезды спектрального класса О - самые горячие. Их температура составляет от 15000 до 50000 градусов и выше. В их спектрах самыми заметными являются линии ионизированного гелия и дважды ионизированного кислорода. Линии водорода очень слабы. Это ярко-голубые звезды.
У звезд спектрального класса В температура поверхности составляет 11000 - 15000К. В их спектрах самыми заметными являются линии ионизированных кислорода и азота и нейтрального гелия. Линии водорода становятся сильнее. Это бело-голубые звезды.
У звезд спектрального класса А температура поверхности 8000-10500 градусов. Их цвет ослепительно белый. Линии водорода становятся наиболее интенсивными.
Звезды спектрального класса F имеют температуру 6000-7500К. Линии водорода начинают ослабевать, появляются линии ионизированных металлов. Цвет этих звезд - белый с желтоватым оттенком.
У звезд класса G температура поверхности 5200-6000К. Эти звезды больше всего напоминают наше Солнце (спектральный класс Солнца G2). В их спектре линии ионизированных металлов ослабевают, появляются линии нейтральных металлов, линии водорода сильно ослабевают.
Температура поверхности звезд спектрального класса К составляет 3700-5200К. Это оранжевые звезды. В их спектре линии ионизированных металлов почти полностью исчезают, линии нейтральных металлов наиболее интенсивны.
Звезды спектрального класса М - сравнительно холодные красные звезды. Их температура составляет 2500-3600К. При такой температуре уже возможно существование некоторых молекул, например, оксидов титана и ванадия. Поскольку эти молекулы поглощают свет во множестве частот, в спектрах звезд М-класса появляются целые полосы поглощения.
Спектральные классы L и T были введены сравнительно недавно (в 1998 и 2000 годах, соответственно), после появления инфракрасных приемников излучения и открытия с их помощью коричневых карликов - объектов, промежуточных между звездами и планетами. Большинство звезд L-класса должно быть именно коричневыми карликами, хотя очень старые маломассивные звезды тоже могут остыть ниже 2000К.
Итак, температура объектов спектрального класса L составляет 1500-2000К. Полосы поглощения оксидов титана и ванадия исчезают из их спектров, потому что молекулы TiO и VO конденсируются в пылинки и больше не проявляют себя в спектре, как это свойственно молекулам. Спектр объектов L-класса характеризуется сильной полосой поглощения CrH, сильными линиями редких щелочных металлов рубидия и цезия и широкими линиями калия и натрия.
Температура объектов Т-класса оказывается еще ниже и составляет 1000-1500К. В их спектрах видны мощные полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода. Иногда их еще называют "метановыми карликами".Таблица. ПАРАМЕТРЫ ЗВЕЗД ГЛАВНОЙ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ
масс Солнца
радиусов Солнца
светимостей СолнцаИсточники:
1. Т.А.Агекян "Звезды. Галактики. Метагалактика", М., Наука, 1981
2. В.Г.Сурдин "Рождение звезд", УРСС, Москва, 2001
