СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ ЗВЕЗД

Если 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

масса, масс Солнца	радиус, радиусов Солнца	светимость, светимостей Солнца	температура, К	спектральный класс
27	8,5	140 000	38 000	O7
16	5,7	16 000	32 000	B0
8,3	4,8	2500	17 000	B3
5,4	3,7	750	15 000	B5
3,5	2,7	130	12 500	B8
2,6	2,3	63	9500	A0
2,2	2,0	40	9000	A2
1,9	1,8	24	8700	A5
1,8	1,7	11	8100	A7
1,6	1,5	9	7400	F0
1,5	1,3	6,3	7100	F2
1,35	1,2	4,0	6400	F5
1,2	1,1	2,5	6100	F8
1,08	1,05	1,45	5900	G0
1,0	1,00	1,10	5800	G2
0,95	0,91	0,70	5600	G5
0,85	0,87	0,44	5300	G8
0,83	0,83	0,36	5100	K0
0,78	0,79	0,28	4830	K2
0,68	0,74	0,18	4370	K5
0,58	0,67	0,12	3900	K8
0,47	0,63	0,075	3670	M0
0,33	0,36	0,030	3400	M2
0,26	0,29	0,014	3300	M3
0,2	0,21	0,005	3200	M4

Источники:

1. Т.А.Агекян "Звезды. Галактики. Метагалактика", М., Наука, 1981
2. В.Г.Сурдин "Рождение звезд", УРСС, Москва, 2001