Классификация звёзд. Часть 1 – спектральные классы.

спектральные классы

В настоящий момент основной способ изучения свойств далёких звёзд заключается в исследовании приходящего от них электромагнитного излучения, которое при помощи спектральных аппаратов представляется в виде спектра. Он в свою очередь различается в зависимости от характеристик той или иной звезды. По виду спектра и можно установить эти самые характеристики. В данной статье упор будет сделан непосредственно на характеристики, от которых зависит вид спектра. Углубляться в изучение самого спектра (почему спектральные линии конкретных элементов преобладают в тех или иных звёздах, почему ширина у них такая-то и количество такое-то) мы не будем, дабы слишком не уходить в сторону физики.

Собственно основной вопрос – «Чем обусловлен различный вид спектров»? Тут можно выделить три характеристики звезды, которые определяют вид спектра – это химический состав атмосферы, плотность атмосферы и её температура. Тем не менее, наибольшее различие в спектрах звёзд обусловлено именно различной температурой их атмосфер, потому что химический состав большинства звёзд практически одинаков (водород, гелий и очень небольшая доля тяжёлых элементов), соответственно он не оказывает такого влияния на вид спектра, как температура, которая меняется в весьма значительных пределах (от 2500 до 100000 и более кельвинов). Конечно, есть отдельные группы звёзд с некоторыми аномалиями в химическом составе, но они также и имеют свою отдельную классификацию.

Основная современная (или гарвардская, поскольку разработана была в Гарвардской обсерватории) спектральная классификация звёзд – это температурная классификация, также её дополняет классификация по светимости (которая как раз таки и учитывает влияние на вид спектра различных плотностей звёздных атмосфер), но о классах светимости будет рассказано во второй части. А здесь рассмотрим именно основные спектральные классы температурной классификации и вкратце пройдёмся по дополнительным классам.

Основные спектральные классы

Существует 7 основных спектральных классов, которые отражают температуру звёзд: O, B, A, F, G, K, M. Однако такая шкала всё же довольно груба, поэтому для более точного указания температуры эти классы дополняются подклассами от 0(наиболее горячие) до 9(наиболее холодные) и всё идёт в следующей последовательности от более холодных к более горячим: …G2, G1, G0, F9, F8… и т.д., в некоторых случаях подкласс может быть записан десятичной дробью. Классы O, B, A также называют ранними или горячими, F и G – солнечными, а K и М – поздними или холодными.

Класс O

Самые горячие звёзды, с температурой фотосферы (видимой поверхности) более 30000 K, имеют голубой цвет. Эти звёзды редки, поскольку для такой температуры на поверхности звезда должна производить много энергии у себя в ядре, а это возможно только при достаточно большой массе, так что для образования такой звезды нужно много вещества, а оно есть только в очень плотных молекулярных облаках. Собственно звёзды класса O и встречаются в тех местах, где есть массивные газопылевые туманности – это комплексы звёздообразования в созвездии Ориона и Киля, а также туманность Тарантул в Большом Магеллановом Облаке. Примеры звёзд, относящихся к классу O − звёзды из Трапеции Ориона; Дзета Кормы. В виду значительной массы, продолжительность жизни таких звёзд весьма невелика (миллионы, десятки миллионов лет).

Класс B

Менее горячие звёзды, с температурой фотосферы от 10000 до 30000 K, также имеют голубоватый оттенок, но не такой насыщенный. Более распространены в Галактике, несколько из них имеется даже в радиусе 100 световых лет от Солнца (Регул и один из компонентов системы Алголь). Возникают также преимущественно в самых плотных газопылевых облаках, однако изначально при образовании эти звёзды получают меньшую массу, чем звёзды класса O, так что их срок жизни может составлять уже более 100 миллионов лет, и они могут улететь на значительное расстояние от места своего образования. Помимо Регула и главного компонента Алголя, к классу B также относятся самые яркие звёзды из скопления Плеяды; Беллатрикс; Спика; Ригель и др.

Класс A

Звёзды с температурой фотосферы в пределах от 7500 до 10000 K, видимый цвет у них – белый с лёгким голубоватым оттенком. Встречаются они относительно часто. Срок жизни звёзд изначального этого класса составляет порядка миллиарда лет. Примеры: Сириус A; Альтаир; Вега; все звёзды из ковша Большой Медведицы (кроме Дубхе и Алькаида).

Класс F

Звёзды с температурой фотосферы 6000 – 7500 K, видимый цвет – белый, но по результатам фотометрических измерений их настоящий цвет − желтоватый. К этому классу относятся такие звёзды как: Процион А, Поррима, Полярная, Канопус.

Класс G

Звёзды с температурой фотосферы 5000 – 6000 K, визуально практически белые, но настоящий цвет по результатам фотометрических исследований – жёлтый. К этому классу относится Солнце (G2V, что означает – звезда спектрального класса G2 с эффективной температурой 5780 K , находящаяся на главной последовательности (класс светимости V)), а помимо Солнца к этому классу относятся – Альфа Центавра A; Тау Кита; 51 Пегаса (первая звезда с достоверно открытой экзопланетой); Капелла; Дзета Сетки.

Класс K

Звёзды с температурой фотосферы порядка 4000 – 5000 K. Видимый цвет – светло-оранжевый, настоящий цвет – оранжевый. В отличие от звёзд более ранних классов, составляют уже довольно заметную долю в общем звёздном населении Галактики. К этому классу относятся – Альфа Центавра В; Эпсилон Эридана; Арктур; Альдебаран.

Класс M

Самые холодные звёзды, с температурой фотосферы порядка 2500 – 3500 K, визуально имеют насыщенный оранжевый оттенок, по результатам фотометрических исследований считаются звёздами красного цвета. Карликовые звёзды этого класса – самые распространённые во Вселенной, для их образования нужно меньше всего вещества, а в виду небольшой массы, срок жизни таких звёзд невообразимо громадный и составляет десятки, а то может и сотни миллиардов лет, так что по сути все звёзды, изначально образовавшиеся как карлики класса М, до сих пор ещё не исчерпали запасы своего «топлива». По сравнению с их долей в общем звёздном населении, доля звёзд остальных классов невелика и та приходится в основном на класс K. Основное звёздное население в окрестностях Солнца представлено звёздами-карликами спектрального класса М, но в виду очень низкой светимости мы не можем увидеть ни одну из этих звёзд невооружённым глазом, хотя их в действительности очень много. Примеры звёзд этого класса – Проксима Центавра; Звезда Барнарда; Бетельгейзе; Мира А.

Дополнительные спектральные классы

Пройдёмся по дополнительным спектральным классам, которые введены для характеристик отдельных групп звёзд, которые из-за особенностей своего спектра нельзя отнести к одному из вышеперечисленных основных классов.

Классы R и N

Углеродные звёзды. Это звёзды по температуре и цвету схожие со звёздами спектральных классов K и М, но с повышенным содержанием углерода в атмосфере.

Класс S

Циркониевые звёзды, Это звёзды-гиганты схожие по температуре и цвету со звёздами классов K и М, но в их спектре выражены линии оксида циркония.

Класс W

также WR и подклассы WN, WC

Звёзды Вольфа-Райе. Очень редкие звёзды в Галактике. Считается, что звезда Вольфа-Райе − это поздняя стадия эволюции очень массивной звезды. Для них характерна сильнейшая активность, так что такие звёзды бывают часто окружены туманностями. Температура звёзд Вольфа-Райе выше, чем температура звёзд класса O. Рекордное количество этих звёзд найдено в туманности Тарантула в Большом Магеллановом Облаке.

Класс D

и подклассы DA, DW и т.д.

Белые карлики. Белые карлики – ядра уже проэволюционировавших звёзд малой и умеренной массы, отличаются малым размером (порядка размеров небольших планет, вроде Земли) и как следствие – низкой светимостью. Однако при этом у них довольно высокая температура (десятки тысяч градусов) и масса порядка половины солнечной, а иногда и больше солнечной, что указывает на чудовищную среднюю плотность.

Классы L, T, Y

Эти классы используются для обозначения коричневых карликов различной температуры. Коричневые карлики – объекты с массой, промежуточной между массами звёзд (которые начинаются в районе 0,1 массы Солнца) и массами больших планет (верхний предел которой установлен на отметке 13-ти масс Юпитера). Наблюдать такие объекты довольно непросто, поскольку они практически ничего не излучают в видимом диапазоне.

В. Грибков

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *