Спектры и химический состав звезд - Природа звезд

Важнейшие сведения о природе звезд астрономы получают, расшифровывая их спектры. Спектры большинства звезд, как и спектр Солнца, представляют собой спектры поглощения: на фоне непрерывного спектра видны темные линии.

Сходные между собой спектры звезд сгруппированы в семь основных спектральных классов. Они обозначаются прописными буквами латинского алфавита:

О-В-А-F-G-K-M

И располагаются в такой последовательности, что при пере ходе слева направо цвет звезды меняется от близкого к голубому (класс О), белому (класс А), желтому (класс О), красному (класс М). Следовательно, в том же направлении от класса к классу происходит убывание температуры звезд.

Таким образом, последовательность спектральных классов отражает различие цвета и температуры звезд, Внутри каждого класса существует разделение еще на десять подклассов. Например, спектральный класс F имеет такие под классы:

F0-F1-F2-F3-F4-F5-Fб-F7-F8-F9

Солнце относится к спектральному классу G2.

В основном атмосферы звезд имеют сходный химический состав: самыми распространенными элементами в них, как и на Солнце, оказались водород и гелий. Разнообразие звездных спектров объясняется прежде всего тем, что звезды имеют разную температуру. От температуры зависит физическое состояние, в котором находятся атомы вещества в звездных атмосферах по виду спектра, при невысоких температурах (красные звезды) в атмосферах звезд могут существовать нейтральные атомы и даже простейшие молекулярные соединения (С2 , СN, ТiО, ZrO и др.). В атмосферах очень горячих звезд преобладают ионизованные атомы.

Кроме температуры, вид спектра звезды определяется давлением и плотностью газа ее фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава.

основные спектральные классы звезд

Рис. 35. Основные спектральные классы звезд

Спектральный анализ звездного излучения свидетельствует о сходстве их состава с химическим составом Солнца и об отсутствии неизвестных на Земле химических элементов. Различия во внешнем виде спектров различных классов звезд свидетельствуют о различиях их физических характеристик. Температура, наличие и скорость вращения, напряженность магнитного поля и химический состав звезд определяются на основе прямых спектральных наблюдений. Законы физики позволяют сделать выводы о массе звезд, их возрасте, внутреннем строении и энергетике, подробно рассмотреть все этапы эволюции звезд.

Почти все спектры звезд являются спектрами поглощения. Относительное количество химических элементов является функцией температуры.

В настоящее время в астрофизике принята единая классификация звездных спектров (табл. 2). По особенности спектров: наличию и интенсивности атомарных спектральных линий и молекулярных полос, цвету звезды и температуре ее излучающей поверхности звезды разделены на классы, обозначаемые буквами латинского алфавита:

C (= R - N)

W - O - B - F - G - K - M

S

Каждый класс звезд разделяется на десять подклассов (А0...А9).

Спектральные классы от О0 до F0 называются "ранними"; от F до М9 - "поздними". Некоторые ученые относят звезды классов R, N к классу G. Ряд звездных характеристик обозначается дополнительными маленькими буквами: у звезд-гигантов перед указанием класса ставится буква "g", у звезд-карликов - буква "d", у сверхгигантов - "с", у звезд с линиями излучения в спектре - буква "е", у звезд с необычными спектрами - "р" и т. д. Современные звездные каталоги содержат спектральные характеристики сотен тысяч звезд и их систем.

W ѕ O ѕ B ѕ A ѕ F ѕ G ѕ K ѕ M......... R... N.... S

Таблица 2.Спектральная классификация звезд

Класс

Температура, К

Цвет

Характерные спектральные линии

Типичные звезды

W

До 100000

Голубые

Звезды типа Вольфа-Райе с линиями излучения в спектре

S Золотой Рыбы

O

25000 - 35000

Голубовато-белые

Линии поглощения Не+, N+, He, Mg+, Si++, Si+++ (знак + означает степень ионизации атомов данного химического элемента)

Z Кормы, l Ориона, l Персея

B

15000 - 25000

Бело-голубые

Линии поглощения Не+, He, Н, О+, Si++ Усиливаются к классу А; заметны слабые линии Н, Са+

E Ориона, a Девы, g Ориона

A

10000

Белые

Линии поглощения Н, Са+ Интенсивны и усиливаются к классу F, появляются слабые линии металлов

A Большого Пса, a Лиры, g Близнецов

F

7500

Желтоватые

Линии поглощения Са+, Н, Fe+ кальция и металлов усиливаются к классу G. Возникают и усиливаются линия кальция 4226A и полоса углеводорода

D Близнецов, a Малого Пса, a Персея

G

6000

Желтые

Линии поглощения кальция Н и Са+ интенсивны; линия 4226A и линия железа довольно интенсивны; многочисленны линии металлов; линии водорода слабеют; интенсивна полоса G

Солнце, a Возничего

K

4500

Оранжевые

Линии поглощения металлов, Са+, 4226A интенсивны; линии водорода мало заметны. С подкласса К5 наблюдаются полосы поглощения окиси титана TiO

A Волопаса, b Близнецов, a Тельца

R

3000 - 5500

Линии поглощения Са+, многих металлов и полосы поглощения молекул углерода

R Северной Короны

N

3000 - 5500

Мощные полосы поглощения молекул окиси циркония (ZrO)

S

3000 - 5500

Полосы поглощения молекул углерода С2 и циана СN

M

2000 - 3000

Красные

Мощные полосы поглощения молекул окиси титана TiO, VO и других молекулярных соединений. Заметны линии поглощения металлов Са+, 4226A ; полоса G слабеет

A Ориона, a Скорпиона, o Кита, Проксима Центавра

Р

Планетарные туманности

Q

Новые звезды

Таблица 3. Усредненные характеристики звезд основных спектральных классов, находящихся на главной последовательности (арабские цифры - десятичные подразделения внутри класса): SP - спектральный класс, MB - абсолютная болометрическая звездная величина, TЭф - эффективная температура, M, L, R - соответственно масса, светимость, радиус звезд в солнечных единицах, tM - время жизни звезд на главной последовательности:

SP

MB

M/M¤

L/L¤

R/R¤

TЭф, K

TM, лет

O5

- 10,1M

60

790000

14

44000

3 Ч 106

B0

- 7,1 m

16

52000

7,4

30000

107

B5

- 2,7 m

7

830

3,9

15400

3 Ч 107

A0

+ 0,3 m

3

54

2,4

12500

2 Ч 108

A5

+ 1,7 m

2

14

1,7

8200

6 Ч 108

F0

+2,6 m

1,8

6,5

1,5

7200

2 Ч 109

F5

+ 3,4 m

1,5

3,2

1,4

6400

3 Ч 108

G0

+ 4,2 m

1,05

1,5

1,1

6000

5 Ч 108

G5

+ 4,9 m

0,92

0,8

0,92

5800

1,2 Ч 1010

K0

+ 5,6 m

0,78

0,4

0,85

5200

1,5 Ч 1010

K5

+ 6,7 m

0,69

0,15

0,72

4400

2 Ч 1010

M0

+ 7,4 m

0,51

0,08

0,60

3800

5 Ч 1010

M5

+ 9,6 m

0,2

0,01

0,27

3200

2 Ч 1011

M8

+ 11,9 m

0,1

0,001

0,11

2600

1012

Похожие статьи




Спектры и химический состав звезд - Природа звезд

Предыдущая | Следующая