Cпектральные классы звезд. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Cпектральные классы звезд - характеристики звёзд, определяемые по особенностям их спектров. Различия в спектрах звёзд обусловлены различиями хим. состава и физ. условий в звёздных атмосферах. Для большинства звёзд в видимой области характерен непрерывный спектр, на к-рый накладываются линии поглощения, а в нек-рых случаях и эмиссионные линии. Спектральная классификация носит эмпирич. характер и сводится по существу к расположению спектров звёзд в последовательности, вдоль к-рых спектральные линии одних хим. элементов и соединений усиливаются, а другие ослабевают. Эти последовательности в осн. отражают зависимость спектров от эффективной температуры звёзд. Сходные спектры объединяются в С. к., внутри к-рых, в свою очередь, выделяются подклассы. Спектральная классификация основывается на общих характеристиках спектра и на определении отношений интенсивностей фиксированных спектральных линий. Критерии классификации могут изменяться в зависимости от области спектра и разрешения спектров.

Качественно изменение характерных свойств спектров с ростом температуры звёзд может быть описано следующим образом. Для наиб. холодных звёзд характерны молекулярные полосы и линии нейтральных атомов. По мере возрастания температуры происходит диссоциация молекул и полосы вначале ослабевают, а затем исчезают. Одновременно происходит ослабление линий поглощения, возникающих при переходах с осн. уровней нейтральных атомов. Интенсивность линий, соответствующих переходам с возбуждённых уровней нейтральных атомов, с ростом температуры усиливается, достигает максимума, а затем уменьшается из-за ионизации. Линии ионов также достигают максимума в определ. месте спектральной последовательности; его положение определяется температурой, при к-рой происходит следующая стадия ионизации. Положение максимумов интенсивности линий нейтральных и ионизов. атомов зависит от потенциала ионизации и потенциала возбуждения уровня, с к-рого происходит переход, создающий линию. Т. о., при продвижении вдоль спектральной последовательности от холодных звёзд к горячим происходит смена линий и максимумов интенсивности линий, соответствующая нарастанию потенциалов ионизации и возбуждения. При этом линейчатые спектры обедняются, т. к. линии высокоионизованных и трудноионизуемых атомов расположены в недоступной наземным наблюдениям далёкой УФ-области спектра

История спектральной классификации звёзд восходит к И. Фраунгоферу (J. Fraunhofer), обнаружившему в нач. 19 в. различия в спектрах неск. исследованных им ярких звёзд. Первые попытки выработать систему классификации спектров были предприняты в сер. 19 в. Дж. Б. Донати (G. В. Donati) и А. Секки (A. Secchi). Решающий этап в разработке спектральной классификации связан с созданием в 1885-1924 в Гарвардской обсерватории (США) каталога звёздных спектров, для к-рого была выработана система классификации. С определ. модификациями эта система существует и поныне. Она известна как гарвардская классификация (или HD). В HD классифицировано ок. 2*10⁵ звёзд. Она основывается на виде и интенсивности спектральных линий и отражает зависимость степени ионизации разл. элементов от температуры. В этой системе все спектры разбиты на классы

Ветвление классификации после класса G вызвано различиями в хим. составе звёзд. С. к. О, В, А иногда называют ранними, К и М - поздними. С. к. разделены на подклассы, обозначаемые араб. цифрами от 0 до 9, напр. ВЗ. Для обозначения особенностей спектров используется система префиксов и суффиксов, напр. dM6e (префикс d означает спектр, характерный для карликов, суффикс е - наличие эмиссионных линий). Следующий важный шаг в развитии спектральной классификации связан с учётом зависимости спектров от светимости звёзд, что нашло выражение в разработке в 1940-х гг. двумерной йёркской классификации [МК, или МКК; от имён создателей - У. У. Морган (W. W. Morgan), Ф. Ч. Кинан (Р. С. Кееnаn), Э. Келман (Е. Kellman)]. Йёркская классификация звёздных спектров является основной. В этой системе кроме температурного С. к. (в пределах

0,5 подкласса, совпадающего с гарвардским) каждой звезде приписывается один из пяти светимости классов, зависящий от её абс. звёздной величины (светимости). Иногда в МК выделяется класс углеродных звёзд (С), объединяющий классы R и N гарвардской классификации. Основой йёркской классификации является набор стандартных звёзд. Классификация в системе МК, как и в др. классификац. системах, осуществляется путём сравнения со спектрами стандартных звёзд, снятыми на том же инструменте и с той же дисперсией. Критерием классификации является отношение интенсивностей близкорасположенных спектральных линий. Существуют списки стандартных звёзд и атласы их спектров, иллюстрирующие критерии классификации. Точность спектральной классификации, к-рая определяется путём сравнения оценок С. к., полученных разл. авторами, достигает

0,6 спектрального подкласса. В системе МК классифицировано ок. 10⁶ звёзд и существует программа двумерной классификации всех звёзд каталога HD.

С. к. звёзд можно поставить в соответствие показатели цвета, к-рые также определяются температурой. Связь между эфф. температурами звёзд гл. последовательности (V класс светимости), С. к. в системе МК и показателями цвета в фотометрич. системе Джонсона (см. Астрофотометрия)приведена в табл.

Количественно осн. закономерности изменения спектров звёзд, лежащие в основе спектральной классификации, описываются (при термодинамич. равновесии) распределением Больцмана по степеням возбуждения атомов:

и Саха формулой, определяющей степень ионизации атомов:

В (1) и (2) - концентрация атомов в стадиях ионизации

r и возбуждения уровней k и i соответственно;

- концентрации ионов в последоват. стадиях ионизации r и r + 1;

- статистич. веса уровней k и i; - энергии возбуждения уровней;

- ионизац. потенциалы;

сумма по состояниям r раз ионизованного атома; р_е - электронное давление. Применение ур-ний (1) и (2) позволило М.Саха (М. Saha) в 1920-21 объяснить спектральную последовательность звёзд как ионизац. последовательность. В соответствии с (1) и (2) состояния возбуждения и ионизации в осн. определяются температурой. Однако из ф-лы (2) следует, что состояние ионизации зависит и от электронного давления. В свою очередь, р_е связано с величиной ускорения силы тяжести в атмосфере g: при данной температуре в атмосфере звезды-гиганта с малым g степень ионизации выше, чем в атмосфере звезды-карлика с большим g. Кроме того, величина g по-разному влияет на ионизованные и нейтральные атомы. Поскольку светимость звезды L пропорциональна её массе М в нек-рой степени s, (масса - светимость зависимость), а

(R - радиус, Т_э - эфф. темп-pa звезды), то

и характер спектра оказывается связанным со светимостью звезды. Эта связь наз. эффектом абс. величины, и именно её отражают классы светимости звёзд в йёркской классификации. Различия в g сказываются на виде спектра также вследствие т. н. эффектов давления, под к-рыми подразумевается взаимодействие атома с окружающими частицами, влияющее на коэф. селективного поглощения звёздного вещества. На вид спектра влияют также различия в скоростях турбулентных движений в атмосферах гигантов и карликов.

В рамках йёркской системы удаётся описать порядка 95% всех звёздных спектров. Значит. часть особенностей спектров, не укладывающихся в эту схему, может быть объяснена аномалиями хим. состава или физ. характеристик объектов. Звёзды с особенностями в спектрах наз. пекулярными. Для них введены спец. классы. Напр., А_р, В_р, F_p - звёзды с усиленными линиями одного или неск. элементов (Hg, Mn, Si, Eu, Сr); CNO - звёзды С. к. О и В, у к-рых аномальна интенсивность линий С, N, О. Особая классификация введена для белых карликов.

Дальнейшее развитие спектральной классификации связано с освоением областей спектра, недоступных наземным наблюдениям, и с автоматизацией классификации.

Литература по спектральным классам звезд

Знаете ли Вы, почему "черные дыры" - фикция?
Согласно релятивистской мифологии, "чёрная дыра - это область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света (в том числе и кванты самого света). Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер - гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда".
На самом деле миф о черных дырах есть порождение мифа о фотоне - пушечном ядре. Этот миф родился еще в античные времена. Математическое развитие он получил в трудах Исаака Ньютона в виде корпускулярной теории света. Корпускуле света приписывалась масса. Из этого следовало, что при высоких ускорениях свободного падения возможен поворот траектории луча света вспять, по параболе, как это происходит с пушечным ядром в гравитационном поле Земли.
Отсюда родились сказки о "радиусе Шварцшильда", "черных дырах Хокинга" и прочих безудержных фантазиях пропагандистов релятивизма.
Впрочем, эти сказки несколько древнее. В 1795 году математик Пьер Симон Лаплас писал:
"Если бы диаметр светящейся звезды с той же плотностью, что и Земля, в 250 раз превосходил бы диаметр Солнца, то вследствие притяжения звезды ни один из испущенных ею лучей не смог бы дойти до нас; следовательно, не исключено, что самые большие из светящихся тел по этой причине являются невидимыми." [цитата по Брагинский В.Б., Полнарёв А. Г. Удивительная гравитация. - М., Наука, 1985]
Однако, как выяснилось в 20-м веке, фотон не обладает массой и не может взаимодействовать с гравитационным полем как весомое вещество. Фотон - это квантованная электромагнитная волна, то есть даже не объект, а процесс. А процессы не могут иметь веса, так как они не являются вещественными объектами. Это всего-лишь движение некоторой среды. (сравните с аналогами: движение воды, движение воздуха, колебания почвы). Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.