По спектру электромагнитных волн каждого конкретного светила можно судить о химическом составе, скорости оборотов вокруг своей оси, давлении внутри составляющих слоев и температуре небесного тела. Астрономы пользуются накопленным опытом в изучении спектрального анализа звезд, чтобы с помощью сравнительных характеристик определять их физические параметры.
Оглавление
Спектры звезд
Когда жидкое или твердое тело, подобное обычной бытовой лампе накаливания, излучает свет, то можно получить его спектр, если пропустить лучи через узкое отверстие и направить их на стеклянную призму. Внутри четырехгранной призмы лучи изменяются, так как на экран позади геометрической фигуры отображается линейна плавных переходов, от красного к фиолетовому цветам. Непрерывный спектр лишен черных пограничных линий между цветами радуги.
Используя в опытах спектроскопическое оборудование, можно наблюдать, как пламя от горелки, с добавленной в него хозяйственной солью, производит непрерывную световую линию с ярко-желтой окраской. По данному результату исследований, можно сделать заключение, что разогретые пары натрия, содержащегося в соли, определяются по характерной линейчатой световой волне определенной длины.
Знания спектральных особенностей газообразных тел, излучающих световые волны, используются астрофизиками для определения химического состава звездной атмосферы. Таким образом, немецкий ученый Й. Фраунгофер смог обнаружить в спектральном излучении Солнца присутствие тонких черных линий, разделяющих цвета. Со временем, было доказано, что черные участки представляют собой зоны, в которых светящиеся разреженные газы поглощают собственные длины волн.
У каждого атмосферного газа имеется своя длина линии поглощения, что позволяет выявить его химическую принадлежность. Современное оснащение астрономов различными окулярами и специальными фильтрами позволяет достаточно точно измерять спектральные излучения звезд. В методике определения их свойств появились такие понятия, как спектральное смещение или раздвоение линий цветных наложений. Измерения производятся в ультрафиолетовых или рентгеновских диапазонах.
Классификация спектров звезд
Для удобства определения физических свойств звездных объектов, наблюдаемых в космическом пространстве, ученые старались распределить их по разным группам, в зависимости от спектрального анализа.
Спектральные классы
Сравнение спектральных анализов разогретых газов позволяет определять не только температуру звезд, но и химические особенности их состава. Расположение спектральных картинок разных светил в одной линейной и непрерывной последовательности, позволяет сразу выявлять их принадлежность к одной из классификационных групп. Для упрощения анализа светил, последовательность их спектральных анализов разделена на несколько участков, каждый из которых обозначен одной латинской буквой.
- Класс О – включает самые горячие из существующих звезд, с температурой от 15 до 50 тысяч градусов Кельвинов. Их определяют, благодаря ярким линиям ионизированного гелия, находящегося в соединении с 2-ды ионизированным кислородом. Окраска этих светил является ярко-голубой, из-за слабого присутствия водорода.
- Класс В – представляет собой разновидность бело-голубых светил, с температурой от 11 до 15 тысяч градусов Кельвина. Судя по окраске спектральных линий, в них содержатся азот, нейтральный гелий и ионизированный кислород.
- Класс А – в него входят звезды, излучающие ослепительный белый свет, получаемый, благодаря интенсивности водородных спектральных линий. Их температура находится в пределах от 8 до 10,5 тысяч градусов Кельвина.
- Класс F – отличаются желтовато-белым оттенков, который получается в результате присутствия в их спектре линий, окрашенных ионизированными металлами. Температура светил, входящих в данный класс колеблется от 6 до 7,5 тысяч градусов.
- Класс G – характеризуется слабыми линиями металлов, переходящих из ионизированного состояния в нейтральное, а также небольшим присутствием водорода. К данной разновидности звезд относится и наше желтое Солнце, с температурой от 5,2 до 6 тысяч градусов.
- Класс К – включает светила оранжевого цвета, который излучают оттенки нейтральных металлов. Температура этих звезд составляет 3,7 – 5,2 тысяч градусов.
- Класс М – к нему относят остывающий вид красных светил, с температурой от 2,5 до 3,6 градусов. В них можно наблюдать большие участки полос поглощения, так как некоторые металлы, такие как ванадий или титан, могут остывать до молекулярного состояния.
- Класс L углеродных и циркониевых звезд – по степени раскаленности приближаются к объектам класса М, а в их спектральной окраске наиболее яркими являются полосы, созданные оксидом циркония.
- Классы T коричневых карликов были обнаружены после изобретения инфракрасных приемников, способных видеть их слабые излучения. Данный вид космических объектов находится на промежуточной стадии между звездами и планетами, со средней температурой около 2 тысяч градусов.
- Классы звезд Вольфа – Райе – представлен собой разновидностью широких линий эмиссии с интенсивным излучением. Они отличаются яркостью свечения и значительной массой.
- Классы белых карликов и планетарных туманностей – больше отличаются по спектральной классификации, чем по силе светимости. Это связано с отличием в ширине линий поглощения, по сравнению с другими звездными объектами. В составе их атмосфер преобладают гелий и водород.
- Классы новых и сверхновых звезд – определяются по виду спектральной картины, полученной после максимального блеска во время взрыва. В точке максимальной яркости их линии поглощения выглядят непрерывными, а по мере остывания, в них возникают широкие линии эмиссии.
Классы светимости (1-7)
При полном описании всех свойств звездного объекта бывает недостаточно отнести ее к определенному классу. Даже в рамках одной группы, светила могут отличаться по значениям абсолютных звездных величин и яркости. Поэтому астрономы пользуются диаграммой Герцшпрунга – Рассела, распределяя места светил по их местоположению в одной из областей графика. В данных рамках имеется 7 классов светимости, в которых звезды располагаются в следующем порядке:
I – сверх гигантские светила;
II – яркие гигантские звезды;
III – настоящие гиганты;
IV – гиганты с более скромными размерами;
V – карликовые светила, относящиеся к главной последовательности;
VI – субкарликовые звезды;
VII – белые карлики.
История классификации
Путь к спектральному анализу звездных объектов начался после открытия Ньютоном Солнечного спектра 1666-м году. Постепенно ученые пришли к выводам, что различия в химических составах светил и ширина линий поглощения могут много рассказать о физических особенностях удаленных небесных тел.
Классы Секки
Впервые опыт разделения звезд на классы предложил итальянский монах А. Секки, в 1863-м году. Для начала он распределил известные светила по 2-м основным группам, затем добавил к ним 3-й, близкий по характеристикам к современному определению класса М. Впоследствии Секки опередил многих современников в открытии еще 2-х классов, в который попали углеродистые звездные тела и светила с четкими линиями эмиссии. В своих трудах астроном использовал данные наблюдений за 4-мя тысячами звезд, а его классификация действовала вплоть до середины 19-го века.
Гарвардская классификация
Вторую половину 19-го и начало 20-го веков над созданием современной классификации звезд работали сотрудники Гарвардской обсерватории. Они изучили спектральные анализы более 225 тысяч светил, распределив их по 22-м классам, в зависимости от яркости, цвета и ширины линий.
Йеркская классификация
Из-за больших различий силы светимости в спектрах звезд, отнесенных к одному классу, ученые из Йоркского университета предложили классифицировать светила по ширине линий их спектров.
Дальнейшее развитие
До настоящего времени наиболее передовым инструментом для классификации звездных объектов остается система, предложенная Йоркскими астрофизиками. На протяжении десятилетий изменения в нее вносились только в 1994-м году, после открытия коричневых карликов и технических усовершенствований приборов для спектроскопии.
Дополнительные обозначения характеристик
Подобно уникальности каждой человеческой личности, каждая из звезд также обладает свойственными только ей характеристиками спектра. Поэтому астрономы используют дополнительные обозначения, чтобы более полно описать особенности каждого светила. Таким образом, появляются такие обозначения, как wd – белый карлик, sg – субгигант или A1Vm/DA2 – дающее характеристику двойной звезды Сириус.
