Спектральная классификация звезд

По спектрам звезд астрономы изучают состав и строение звезд, физические процессы, протекающие в них, определяют расстояния до звезд и исследуют движение звезд в пространстве. Спектры звезд впервые стали исследовать в начале 19 века. Однако в то время еще не были известны законы спектрального анализа (смотрите Электромагнитное излучение небесных тел). Лишь после открытия этих законов в середине 19 века стали систематически наблюдать звездные спектры.

Первые наблюдения были визуальными, производились они с помощью спектроскопа. Применение фотографии во второй половине 19 века открыло широкую дорогу спектральным исследованиям. Фотопластинка, помещенная в телескопе, перед объективом которого ставили призму, регистрировала сотни звездных спектров за одну экспозицию.

На основе многочисленных снимков спектров звезд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале 20 века была разработана детальная классификация звездных спектров. С небольшими изменениями она применяется и в настоящее время. Эта классификация звездных спектров называется гарвардской. Отдельные классы звезд обозначаются в ней буквами. Подклассы в каждом спектральном классе нумеруются цифрами от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В классе O подклассы начинаются с O5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам. Она выглядит следующим образом: O-B-A-F-G-K-M.

В спектральном классе M имеется разветвление, указывающее на три немногочисленные группы холодных звезд спектральных классов R, N и S. Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от O до M. Эта последовательность непрерывна: характеристики звезд плавно изменяются при переходе от одного класса к другому.

Гарвардская спектральная классификация звезд основана на виде и числе спектральных линий. В обычном звездном спектре, как и в спектре Солнца, они выглядят темными линиями на светлом фоне непрерывного спектра. Линии принадлежат различным химическим элементам. Их вид в спектре обусловлен в основном температурой звезды. Приведем ниже более подробное описание спектральных классов и назовем яркие звезды, являющиеся типичными представителями их.

Класс O - самые горячие звезды во Вселенной. Температура их поверхности - в среднем около 40 тысяч градусов Кельвина. В их спектрах основными линиями являются слабые линии водорода и ионизованного и нейтрального гелия. Класс B - менее горячие звезды. Температура поверхности - примерно 15 тысяч градусов Кельвина. Линии водорода и гелия более четки, чем в классе O. Класс A характеризуется интенсивными широкими линиями водорода, линий гелия нет, появляются слабые линии металлов. Температура поверхности - примерно 8,5 тысяч градусов Кельвина. Класс F - линии водорода стали слабее, чем у класса A, много линий ионизованных металлов, в частности железа. Температура поверхности - примерно 6,6 тысяч градусов Кельвина. Класс G - звезды со спектром, подобным солнечному. Температура поверхности - примерно 5,5 тысяч градусов Кельвина. Класс K - звезды, более холодные, чем Солнце. Температура поверхности - примерно 4,1 тысяч градусов Кельвина. Линии водорода очень слабы, линии нейтральных металлов усилены, видны слабые полосы молекул CH и CN. Класс M - самые холодные звезды. Температура поверхности - примерно 2,8 тысяч градусов Кельвина. Интенсивны линии металлов, а также полосы молекул (особенно окиси титана). В классах R и N видны темные полосы углерода и циана, а в классе S - окиси циркония.

Хотя спектральная классификация звезд основана на характеристиках спектральных линий, непрерывный спектр, на фоне которого эти линии наблюдаются, также существенно изменяется при переходе от класса O к классу M. У горячих звезд O и B усилена синяя часть спектра и слаба красная; звезды F и G имеют наибольшую интенсивность излучения в желтых лучах, а звезды M светят преимущественно в красной области и крайне мало излучают в синей. В соответствии с этим изменяется цвет звезд: O и B - голубоватые звезды, A - белые, F и G - желтые, K - красноватые (оранжевые), M - красные.

Классификация, рассмотренная выше, является одномерной, так как основной характеристикой, учитываемой в ней, является температура звезды. Но среди звезд одного и того же спектрального класса есть звезды-гиганты и звезды-карлики. Они различаются по плотности газа в атмосфере, площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд.

В 1953 году была разработана новая, уточненная двумерная классификация звезд. По этой классификации у каждой звезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости. Он обозначается римскими цифрами от I до V. Цифра I относится к сверхгигантам, II-III - к гигантам, IV - к субгигантам, и цифра V характеризует карлики. В этой новой классификации спектральный класс звезды Беги выглядит как A0V, Бетельгейзе - M2I, Сириуса - A1V. Новая классификация позволяет определять расстояния до звезд по их спектрам и видимым звездным величинам. Сейчас она является общепринятой и широко используется в астрономии.

В настоящее время известны спектральные классы многих сотен тысяч звезд. Изданы объемистые каталоги спектров звезд. Работы по спектральной классификации звезд широко и успешно ведутся в СССР.

Все сказанное выше относится к нормальным звездам. Однако во Вселенной есть великое множество нестандартных звезд с необычными спектрами. К ним относятся прежде всего так называемые эмиссионные звезды. Для их спектров характерны не только темные (или абсорбционные) линии, но и светлые линии излучения, более яркие, чем непрерывный спектр. Такие линии называются эмиссионными. Присутствие в спектре звезды эмиссионных линий обозначается буквой "e" после спектрального класса. Так, имеются звезды Be, Ae, Me. Наличие в спектре звезды O определенных эмиссионных линий обозначается как Of. Существуют экзотические звезды, открытые французскими астрономами Вольфом и Райе. Спектры этих звезд состоят из широких эмиссионных полос на фоне слабого непрерывного спектра. Их обозначают WC и WN, в гарвардскую классификацию они не укладываются. В последнее время были открыты инфракрасные звезды, которые в видимой области спектра очень мало или совсем не излучают, а почти всю свою энергию они излучают в невидимой инфракрасной области спектра. Их температура не превышает 1800 градусов Кельвина.

Энциклопедический словарь юного астронома, 1980 год