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, что cогласно релятивистской мифологии "гравитационное линзирование - это физическое явление, связанное с отклонением лучей света в поле тяжести. Гравитационные линзы обясняют образование кратных изображений одного и того же астрономического объекта (квазаров, галактик), когда на луч зрения от источника к наблюдателю попадает другая галактика или скопление галактик (собственно линза). В некоторых изображениях происходит усиление яркости оригинального источника." (Релятивисты приводят примеры искажения изображений галактик в качестве подтверждения ОТО - воздействия гравитации на свет)
При этом они забывают, что поле действия эффекта ОТО - это малые углы вблизи поверхности звезд, где на самом деле этот эффект не наблюдается (затменные двойные). Разница в шкалах явлений реального искажения изображений галактик и мифического отклонения вблизи звезд - 10¹¹ раз. Приведу аналогию. Можно говорить о воздействии поверхностного натяжения на форму капель, но нельзя серьезно говорить о силе поверхностного натяжения, как о причине океанских приливов.
Эфирная физика находит ответ на наблюдаемое явление искажения изображений галактик. Это результат нагрева эфира вблизи галактик, изменения его плотности и, следовательно, изменения скорости света на галактических расстояниях вследствие преломления света в эфире различной плотности. Подтверждением термической природы искажения изображений галактик является прямая связь этого искажения с радиоизлучением пространства, то есть эфира в этом месте, смещение спектра CMB (космическое микроволновое излучение) в данном направлении в высокочастотную область. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.