Определение спектральных классов звезд на основе их электромагнитного излучения является важной астрономической методикой, позволяющей систематизировать и классифицировать звезды в зависимости от их физических характеристик. Изучение спектров звездного излучения предоставляет ценную информацию о температуре, давлении, химическом составе, скорости вращения и других физических параметрах этих астрономических объектов.
Спектральные классы звезд основываются на анализе спектров, полученных в результате разложения электромагнитного излучения звезды на различные длины волн. При этом выявляются характерные особенности атомных и молекулярных линий в спектре, которые указывают на определенные химические элементы в звездной атмосфере.
Температура звезды является одной из наиболее важных характеристик, определяющих ее спектральный класс. Чем выше температура поверхности звезды, тем короче длины волн в ее спектре. Звезды классифицируются от горячих до холодных, их температура изменяется от нескольких тысяч градусов Кельвина до десятков тысяч градусов Кельвина.
В этой статье мы рассмотрим несколько общепринятых классификаций небесных тел и эволюцию изучения спектральных классов звезд.
Как получить спектр?
Получение спектров – это основополагающий метод в астрономии, позволяющий исследовать свойства и состав различных астрономических объектов. Процедура получения спектров основана на преломлении света через узкое отверстие и его дальнейшем разложении призмой. Это позволяет получить спектральную картину, которая представляет собой градиент цветов от фиолетового к красному.
Если исследовать свет от нагретых твердых или жидких тел, например, лампы накаливания, то спектр будет непрерывным без каких-либо черных линий. Однако, если рассмотреть свет, излучаемый разогретыми испарениями, такими как горелка с солью, то на спектре появятся яркие линии, соответствующие определенным длинам волн. Такой спектр называется линейчатым, и он характерен для газообразных веществ.
Важное открытие в спектроскопии было сделано немецким оптиком Йозефом Фраунгофером, который обнаружил черные линии на спектре излучения Солнца. Он отметил, что разреженные газы поглощают свет на определенных длинах волн, которые они сами испускают при своем собственном свечении. Эти черные линии назвали линиями поглощения. Благодаря этим линиям, ученые смогли определить химический состав атмосферы Солнца и других звезд.
С течением времени, спектроскопия стала более сложной и точной наукой, применяющей различные методы изучения спектров звезд. Например, смещение спектра в определенную сторону, сравнение с спектром абсолютно черного тела или раздвоение линий наложения позволяют ученым извлекать еще больше информации о свойствах звезд.
Современные астрономические инструменты и технологии позволяют исследовать спектры звезд в различных диапазонах помимо оптического, таких как рентгеновский и ультрафиолетовый. Это расширяет наши возможности в изучении космических объектов и позволяет получать уникальные данные о физических процессах и характеристиках звезд и других астрономических объектов. Спектроскопия остается одним из ключевых инструментов, которое помогает астрономам расшифровать тайны вселенной и углубить наше знание о мире за пределами Земли.
Классификация звезд по спектральным классам
Спектроскопия, исследующая особенности поглощения и излучения спектра, сыграла ключевую роль в классификации астрономических объектов. Однако с течением времени и развитием научных методов, систематизация классов звезд постоянно совершенствовалась, учитывая новые данные и открывая перед нами все более удивительные детали космического мира. Давайте рассмотрим, как менялись предложения по систематизации небесных светил в эволюции развития астрономической науки.
Классы звёзд Анджело Секки
Анджело Секки, итальянский астроном, оказал невероятное влияние на классификацию звездных объектов, предложив разграничение звезд на классы. В своих исследованиях, проведенных в период с 1860 по 1870 годы, он обратил внимание на интенсивность излучения небесных тел и разделил их в соответствии с этим параметром.
Предложенное им деление звёздных объектов основывалось на изменении цвета, обусловленного убыванием температуры их поверхности.
В результате получилось пять основных классов звёзд:
- Класс I объединяет белые и голубые звёздные объекты, характеризующиеся широкими линиями поглощения водорода в спектре. Также в этот класс входят подтип Ориона с узкими линиями.
- Класс II включает оранжевые и жёлтые светила, у которых наблюдаются слабые линии водорода и чёткие линии металлов.
- Класс III объединяет оранжевые и красные светила, спектр которых характеризуется затемнением полос линий, особенно ближе к синему цвету.
- Класс IV составляют красные светила с сильными линиями и полосами углерода, известные также как углеродные звёзды.
- Позднее Секки выделил Класс V, включающий светила с эмиссионными линиями в спектре. Позже, Эдуард Пикеринг дополнил эту категорию, разделив горячие тела на эмиссионные гелиевые, углеродные и азотные линии, а также добавив сюда планетарные туманности.
Данное классификационное деление звёздных объектов, предложенное Анджело Секки, было актуальным и широко использовалось в астрономии до начала 20 века. Его работа имела огромное значение для развития научных методов и понимания свойств звёзд, и внесла значительный вклад в дальнейшее развитие астрономии и астрофизики.
Основная (гарвардская) спектральная классификация
Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в период с 1890 по 1924 годы, представляет собой важную температурную классификацию, основанную на визуальном анализе и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.
Одним из ключевых аспектов этой классификации является определение температуры звёзд, основанное на характере и интенсивности определенных линий в их спектрах. Когда свет от звезды проходит через атмосферу, атомы и молекулы поглощают свет на определенных длинах волн, что приводит к образованию линий поглощения в спектре. Аналогично, свет звезды может создавать линии испускания, когда определенные элементы испускают свет при переходах между энергетическими уровнями.
Основные классы звёзд
Основные классы звёзд являются ключевым аспектом их спектральной классификации, отражая температурные свойства этих космических объектов. Всего выделяется 7 спектральных классов, которые охватывают широкий диапазон температур, от самых горячих до холодных. Каждый из этих классов звёзд дополнительно подразделяется на подклассы от 0 до 9, что позволяет уточнить температурные особенности каждой звезды.
| Класс | Температура фотосферы | Цвет | Характеристика | Линии водорода | Примеры звёзд |
|---|---|---|---|---|---|
| O | Свыше 30 000 К | Голубой | Редчайшие и массивные светила, формируются в плотных молекулярных облаках, с непродолжительным жизненным циклом – несколько десятков млн лет. | Слабые | Дзета Кормы, звёзды из трапеции Ориона |
| B | 10 000-30 000 К | Голубой | Свежие и яркие звёзды, зарождаются в плотных облаках, их жизнь простирается на более 100 млн лет. | Средние | Беллатрикс, Пелеады, Регул, Ригель, Спика |
| A | 7 500-10 000 К | Бело-голубой | Звёзды средней массы и долгим жизненным циклом, их количество больше, чем у предыдущих классов, живут около млрд лет. | Сильные | Альтаир, Вега, большая часть звёзд Большой Медведицы, Сириус А |
| F | 6 000-7 500 К | Жёлто-белый | Звёзды среднего возраста, спектрально богаты линиями и сравнительно стабильные в своей жизни. | Средние | Канопус, Полярная звезда, Процион А, Поррима |
| G | 5 000-6 000 К | Белый, жёлтый | Наиболее распространённые звёзды, похожие на Солнце, их эволюция схожа с предыдущей группой. | Слабые | 51 Пегаса, Альфа Центавра А, Капелла, Солнце, Тау Китай |
| K | 4 000-5 000 К | Оранжевый | Довольно долгоживущие звёзды, населяют космическое пространство в значительном количестве. | Очень слабые | Альдебаран, Арктур, Альфа Центавра В, Эпсилон Эридана |
| M | 2 500-3 500 К | Оранжевый, красный | Небольшая масса, самые долгоживущие звёзды, численно доминирующие во Вселенной. | Очень слабые | Бетельгейзе, Мира А, Проксима Центавра, звезда Бернарда |
- Класс O: Самый горячий класс звёзд, характеризующийся высокой температурой поверхности. Звёзды класса O сверкают ярким синим светом и обладают интенсивными спектральными линиями гелия и других легких элементов.
- Класс B: Звёзды данного класса также являются горячими и обладают сверкающим голубым или белым светом. Их спектры характеризуются сильными линиями гелия и некоторыми другими элементами.
- Класс A: В этом классе звёзды уже немного остывают, и их спектры представляют собой белый свет с некоторыми характерными линиями металлов, водорода и кальция.
- Класс F: Звёзды класса F имеют немного более низкую температуру и сверкают светом бело-жёлтого оттенка. Их спектры содержат заметные линии кальция и металлов.
- Класс G: Самый известный представитель этого класса – Солнце. Звёзды класса G характеризуются жёлтым светом и наличием характерных линий кальция, металлов и железа.
- Класс K: Звёзды этого класса уже охладели, и их спектры имеют оранжевый оттенок. Линии кальция и металлов становятся ещё более заметными.
- Класс M: Самый холодный класс звёзд, обладающих красным светом. Их спектры содержат сильные линии титана, оксида титана и других металлов.
Солнце, ближайшая к Земле звезда, относится к классу G2, имея температуру фотосферы около 5,780 К.
Дополнительные классы звёзд
Помимо основных спектральных классов звёзд, астрономы выделили ряд дополнительных групп, которые не вписываются в основную классификацию:
- R и H (или С) — эти классы по цвету и температуре сходны с группами К и М, но в их атмосферах содержится значительное количество углерода. По этой причине они называются углеродными звёздами.
- S — это яркие гиганты, которые также схожи с классами К и М по цвету и температуре, но в их спектральных линиях преобладают оксиды циркония. Именно из-за этого они получили название циркониевых звёзд.
- W (WR и подклассы WN, WS) — представляют собой звёзды Вольфа-Райе, крайне редкие в нашей галактике. Они характеризуются сильной активностью, и их окружают часто туманности. Температура этих светил даже превышает температуру представителей класса О, достигая более 60 000 К. Наибольшее количество таких звёзд было обнаружено в Большом Магеллановом облаке, особенно в туманности Тарантул.
- D (включая подклассы DA, DW и др.) — это белые карлики с низкой светимостью, хотя их поверхностная температура и масса всё равно высоки.
- L, T и Y — представляют собой коричневых карликов, которые практически невозможно рассмотреть невооружённым глазом из-за их слабого видимого излучения.
- Классы Q и P — новые звёзды и планетарные туманности, соответственно, которые также занимают свои уникальные места в спектральной классификации.
Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)
В Йеркской классификации звёзд, разработанной в Йеркской обсерватории, учитывается дополнительный фактор – светимость. Этот фактор зависит от массы и плотности звезды, а также плотности её внешних слоёв, что в конечном итоге влияет на вид спектра. Особенно сильно светимость влияет на характеристики некоторых спектральных линий, таких как SrII, BaII, FeII, TiII, что приводит к различиям в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых гарвардских спектральных классов.
В новой йеркской классификации, разработанной У. Морганом, Ф. Кинаном и Э. Келманом, также известной как МКК по инициалам её авторов, звездам приписывается гарвардский спектральный класс в сочетании с классом светимости. Основные классы светимости по этой системе:
- Ia+ или 0 – гипергиганты;
- I, Ia, Iab, Ib – сверхгиганты;
- II, IIa, IIb – яркие гиганты;
- III, IIIa, IIIab, IIIb – гиганты;
- IV – субгиганты;
- V, Va, Vb – карлики (звезды главной последовательности);
- VI – субкарлики;
- VII – белые карлики.
Солнце, как жёлтый карлик, соответствует йеркскому спектральному классу G2V.
Каждый спектральный класс звезды имеет свой уникальный жизненный цикл, который наиболее наглядно представлен на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Это графическое представление позволяет легко визуализировать эволюцию звездных объектов и их перемещение в различные стадии развития.
Дополнительные обозначения при написании класса звезды
Классификация звёзд по их спектральным характеристикам может включать дополнительные обозначения, которые отражают особенности и уникальные черты в спектре каждой звезды. Эти обозначения добавляются перед или за основным обозначением класса и позволяют более точно описать спектральные свойства каждого небесного объекта.
Например, дополнительное обозначение “e” указывает на присутствие эмиссионных линий в спектре звезды. Обычно это связано с эмиссией водорода и часто встречается у звёзд класса Be. В то время как обозначение “[e]” применяется к запрещенным эмиссионным линиям, которые можно обнаружить, например, у звёзд класса B[e].
Другие дополнительные обозначения, такие как “m” для сильных линий металлов или “k” для линий поглощения межзвёздной среды, позволяют уточнить химический состав и взаимодействие звезд с окружающим космическим пространством.
Также встречаются обозначения для переменных спектральных классов (“v”, “var”), пекулярных спектров (“p”), субкарликов (“sd”), оболочечных звёзд (“sh”), белых карликов (“wd”) и других особенностей.
Эти дополнительные обозначения значительно расширяют границы исследования звёзд, делая классификацию более гибкой и точной. Каждое из этих обозначений представляет собой важную информацию для астрономов и позволяет лучше понять и описать многообразие и уникальные характеристики небесных объектов в нашей Вселенной.
Выводы
- В астрономии звезды классифицируются на основе своего спектра электромагнитного излучения. Изучение спектров звёзд позволяет получить важную информацию о их температуре, химическом составе, светимости, и других физических характеристиках.
- Звезды разделяются на 7 главных спектральных классов, отражающих температурные свойства. Каждый из них подразделяется на подклассы от 0 до 9, что позволяет более точно определить температурные различия между звёздами.
- Йеркская классификация, также известная как МКК, является температурной классификацией, учитывающей также светимость звезд. Эта система обозначений позволяет более точно определить множество типов звёзд и их стадии развития.
- Дополнительные обозначения при написании класса звезды уточняют особенности и уникальные черты спектров. Это позволяет получить более подробную информацию о составе и структуре звёздных объектов.
- Спектральная классификация звёзд имеет огромное значение для астрономии, так как позволяет систематизировать звёздные объекты, обнаруживать закономерности в их развитии и выявлять интересные особенности каждого типа звезды.
