Определение основных характеристик звезд

Диаграмма спектр-светимость. Классы светимости. Спектральные параллаксы звезд

Спектры звезд и спектральная классификация

Изучение нормальных звезд позволяет найти физически обоснованные принципы классификации всех звезд. Уже при первом знакомстве со звездным небом обращает на себя внимание различие звезд по цвету. Гораздо сильнее это различие выявляется при рассмотрении спектров. Как правило, звезды имеют непрерывный спектр, на который накладываются спектральные линии, чаще всего поглощения. В спектрах некоторых звезд наблюдаются яркие (эмиссионные) линии.

Важнейшие различия спектров звезд заключаются в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий, а также в распределении энергии в непрерывном спектре.

Спектральная классификация начала разрабатываться еще до того, как было объяснено возникновение звездных спектров. При этом сразу же стало ясно, что важнейшие их особенности связаны с различием физических свойств звезд.

Спектры большинства звезд эмпирически удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других — усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы. Дальнейшие исследования показали, что звезды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами.

Этот принцип спектральной классификации впервые был удачно применен в начале этого столетия на Гарвардской обсерватории. Гарвардская классификация звезд легла в основу современной спектральной классификации.

В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв. Перейдем к описанию спектральных классов.

Класс О. О высокой температуре звезд этого класса (25-50 тыс. К) можно судить по большой интенсивности ультрафиолетовой области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода. Примеры звезд: l Цефея, l Ориона.

Класс В. Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато-белый. Температура составляет 15-25 тыс. К. Типичная звезда — a Девы (Спика).

Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Цвет звезд белый. Температура 11000 К. Типичные звезды: a Лиры (Вега) и a Большого Пса (Сириус).

Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый. Температура составляет 7500 К. Типичная звезда — a Малого Пса (Процион).

Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды желтый. Температура 6000 К. Примеры звезд: Солнце, a Возничего (Капелла).

Класс К. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Присутствуют слабые полосы окиси титана. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры (5000 К) по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды красноватый, как, например, у a Волопаса (Арктур) и a Тельца (Альдебаран).

Класс М. Красные звезды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Температура составляет 2-3 тыс. К. Типичная звезда — a Ориона (Бетельгейзе).

Кроме этих основных классов существуют дополнительные, являющиеся ответвлениями от классов G и К и представляющие собой звезды с аномальным химическим составом, отличающимся от химического состава большинства других звезд. Первое ответвление происходит от класса G и содержит «углеродные» звезды:

Класс С, отличающийся от классов К и М наличием линий поглощения атомов и полос поглощения молекул углерода.

Второе ответвление происходит от класса К и содержит «циркониевые» звезды:

Класс S. Звезды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместо полос окиси титана TiO присутствуют полосы окиси циркония (ZrO). Таким образом, все перечисленные спектральные классы схематически можно расположить следующим образом:

	C | O—B—A—F—G—K—M | S

Внутри каждого спектрального класса можно установить плавную последовательность подклассов, переходящих из одного в другой. Каждый класс (кроме класса О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после обозначения спектрального класса, например, В8, А0, G5. Спектральный класс О подразделяется на подклассы от O5 до O9,5. Для Солнца спектральный класс ¾ G2.

В дополнение к рассмотренной классификации можно указать недавно сформированный класс звезд Вольфа-Райе (класс WR). В спектрах этих звезд вместо линий поглощения видны яркие эмиссионные линии (линии излучения). Температура поверхности указанных звезд доходит до 100000 К, поэтому данный класс должен располагаться на схеме левее класса О.

В самом начале XX в. датский астроном Герцшпрунг и несколько позже американский астрофизик Рессел установили существование зависимости между видом спектра (т.е. температурой) и светимостью звезд. Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывается спектральный класс, а по другой — абсолютная звездная величина. Такой график называется диаграммой спектр — светимость или диаграммой Герцшпрунга-Рессела (рис. 5.8).

Вместо абсолютной звездной величины можно откладывать светимость (обычно в логарифмической шкале), а вместо спектральных классов — показатели цвета или непосредственно эффективную температуру.

Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется ее физической природой и стадией эволюции. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга-Рессела как бы запечатлена вся история рассматриваемой системы звезд. В этом огромное значение диаграммы спектр — светимость, изучение которой является одним из важнейших методов звездной астрономии. Оно позволяет выделить различные группы звезд, объединенные общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками, а также помогает в решении ряда других проблем (например, в исследовании химического состава, и эволюции звезд).

На рис. 5.8 верхняя часть диаграммы соответствует звездам большой светимости, которые при данном значении температуры отличаются большими размерами. Нижнюю часть диаграммы занимают звезды малой светимости. В левой части диаграммы располагаются горячие звезды более ранних спектральных классов, а в правой — более холодные звезды, соответствующие поздним спектральным классам.

Рисунок 5.8. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела.

В верхней части диаграммы находятся звезды, обладающие наибольшей светимостью (гиганты и сверхгиганты), отличающиеся высокой светимостью. Звезды в нижней половине диаграммы обладают низкой светимостью и называются карликами. Наиболее богатую звездами диагональ, идущую слева вниз направо, называют главной последовательностью. Вдоль нее расположены звезды, начиная от самых горячих (в верхней части) до наиболее холодных (в нижней).

Как видно из рис. 5.8, в целом звезды распределяются на диаграмме Герцшпрунга-Рессела весьма неравномерно, что соответствует существованию определенной зависимости между светимостями и температурами всех звезд. Наиболее четко это выражено для звезд главной последовательности. Однако внимательное изучение диаграммы позволяет выделить на ней ряд других последовательностей. Эти последовательности говорят о наличии у некоторых определенных групп звезд индивидуальной зависимости светимости от температуры.

Рассмотренные последовательности называются классами светимости и обозначаются римскими цифрами от I до VII, проставленными после наименования спектрального класса. Таким образом, полная классификация звезд оказывается зависящей от двух параметров, один из которых характеризует спектр (температуру), а другой — светимость. Солнце, например, относящееся к главной последовательности, попадает в V класс светимости и обозначение его спектра G2V. Это есть так называемая спектральная формула звезды.

Последовательность классов светимости выглядит следующим образом.

Класс светимости I — сверхгиганты; эти звезды занимают на диаграмме спектр — светимость верхнюю часть и разделяются на несколько последовательностей: I_a-0, I_a, I_b, I_ab.

Класс светимости II — яркие гиганты.

Класс светимости III — нормальные гиганты.

Класс светимости IV — субгиганты. Последние три класса расположены на диаграмме между областью сверхгигантов и главной последовательностью.

Класс светимости V — звезды главной последовательности.

Класс светимости VI — яркие субкарлики. Они образуют последовательность, проходящую ниже главной примерно на одну звездную величину, начиная от класса А0 вправо.

Класс светимости VII. Белые карлики. Они обладают весьма малой светимостью и занимают нижнюю часть диаграммы.

Принадлежность звезды к данному классу светимости устанавливается на основании специальных дополнительных признаков спектральной классификации. Так, например, сверхгиганты обладают, как правило, узкими и глубокими линиями, в полную противоположность необычайно широким линиям белых карликов. По своим спектрам карлики отличаются от гигантов тем, что у них линии некоторых металлов относительно слабее, чем у гигантов тех же спектральных классов, в то время как интенсивности линий других металлов различаются значительно меньше. Спектры субкарликов, наоборот, отличаются слабостью всех металлических линий, что связано с меньшим содержанием металлов в этих звездах.

Таким образом, если определена спектральная формула звезды, то с помощью диаграммы Герцшпрунга-Рессела можно установить светимость звезды, а, значит, и ее абсолютную звездную величину (см. §5.3). Если теперь измерить яркость звезды (т.е. ее видимую звездную величину), то по формуле (5.7) можно найти расстояние r до нее и соответствующий ему спектральный параллакс звезды . Данный метод определения расстояний до звезд называется методом спектрального параллакса. Этот метод годится для сколь угодно далеких звезд и, в частности, для тех, к которым неприменим метод годичного параллакса (см. §2.5).

Каждая звезда описывается тремя основными характеристиками: радиус, масса и светимость. Рассмотрим основные методы определения указанных параметров, а также температуры звезд.

а) Размеры звезд.

Непосредственные измерения радиусов звезд, за некоторыми исключениями, практически невозможны, так как все звезды настолько далеки от нас, что их угловые размеры меньше предела разрешения крупнейших телескопов. Угловые диаметры нескольких десятков ближайших звезд определены с помощью специальных звездных интерферометров. Принцип работы этих приборов основан на интерференции света звезды, отраженного парой широко расставленных зеркал.

В отдельных случаях для определения углового диаметра звезды удается использовать вид интерференционной картины, возникающей во время покрытия звезд Луной.

Если для звезды с известным расстоянием r найден любым из описанных методов угловой диаметр q, выраженный в секундах дуги, то ее линейный радиус R может быть вычислен по формуле

,

(5.24)

где R выражен в радиусах Солнца, а r — в парсеках.

Из формулы (5.15) следует, что зная эффективную температуру звезды T_эф и ее светимость L, можно вычислить линейный радиус. Запишем указанное соотношение для звезды и для Солнца: ; Деля почленно одно равенство на другое, после преобразований находим:

,

(5.25)

где эффективная температура Солнца T _¤= 6000 K.

Радиус звезды можно также определить по ее основному показателю цвета (B - V) и желтой абсолютной звездной величине M_V:

,

(5.26)

где R — в радиусах Солнца.

Линейные радиусы можно определить у затменно-переменных звезд по продолжительности затмения (см. § 5.12).

Размеры самых крупных звезд в 1000 и более раз превосходят солнечные (у звезды VV Сер (Цефея) в 1600 раз). Звезда, открытая Лейтеном в созвездии Кита, в 10 раз меньше Земли по диаметру, а размеры нейтронных звезд порядка десяти километров.

б) Массы звезд.

Основой сведений о массах звезд служат наблюдения двойных звезд ¾ физических пар звезд, связанных силами гравитации и обращающихся вокруг общего центра масс. В звездной паре более яркий компонент называется главной звездой, а менее яркий •— звездой-спутником. Их расстояния от Земли и Солнца практически одинаковы, хотя, конечно, несуще­ственные различия имеются. По данным измерений, зани­мающих несколько лет (а то и десятки лет), строится видимая относительная орбита звезды-спутника: она имеет вид эллипса, но главная звезда (S) расположена вне его фокуса, так как эта орбита является проекцией реальной (истинной) эллиптической орбиты на плоскость, касательную к небесной сфере и называемую картинной плоскостью. Существуют способы, позволяющие по видимой орбите вычис­лить элементы истинной орбиты: большую полуось а" (в секундах дуги), эксцентриситет е и наклонение i к картинной плоскости, а период обращения Т звезды-спутника находится непосредственно из наблюдений ее положений в разные годы.

Если известен параллакс p двойной звезды, то легко вычислить большую полуось а истинной орбиты в астрономических едини­цах: . Пусть M₁ и M₂ ¾ массы компонентов двойной звезды, M _¤и M _Å ¾ масса Солнца и Земли соответственно. Тогда по третьему обобщен­ному закону Кеплера имеем:

,

(5.27)

где T и T _Å ¾ периоды обращения двойной звезды и Земли соответственно, а _Å ¾ большая полуось Земли. Учитывая то, что масса Солнца во много раз превосходит земную массу, можно записать: ; T _Å = 1 год; а _Å = 1 а.е. Приняв это во внимание, выразим из соотношения (5.27) величину (М₁ + М₂), которая и будет являться массой двойной звезды:

.

(5.28)

Чтобы определить массу каждой компоненты в отдельности, необходимо найти положение центра масс системы. Тогда будет справедливо соотношение

,

(5.29)

где и ¾ расстояния от 1-й и 2-й компонент звезды до их общего центра масс.

Решая совместно уравнения (5.28) и (5.29), мы вычислим массу каждой компоненты.

Если звезда одиночная, ее массу можно установить по диаграмме масса-светимость (см.§ 5.11).

Если измерен радиус звезды, то по ее спектру можно найти массу, измерив величину красного смещения. Данное смещение линий в спектре происходит из-за эффекта Доплера вследствие гравитационного сжатия звезды. Этот метод особенно применим для тех звезд, у которых красное смещение велико, — для белых карликов.

Массы звезд заключены в пределах от 0,1 масс Солнца до нескольких десятков масс Солнца.

в) Светимости звезд.

Основным методом определения светимостей звезд является фотометрический метод. Если известна видимая звездная величина звезды и расстояние до нее, выраженное в парсеках, то с помощью формул (5.7) и (5.11) можно определить светимость этой звезды.

Также светимость можно вычислить по соотношению (5.15), для этого необходимо знать радиус звезды и ее эффективную температуру.

Светимости звезд заключены в очень широких пределах: от 10^-5 до 10⁵ светимостей Солнца.

г) Температуры звезд.

Обычно под температурой звезды понимают ее эффективную температуру. Для определения последней необходимо знать полный поток излучения (т.е. светимость) и радиус звезды. Достаточно точно обе эти величины, а потому и эффективные температуры могут быть измерены лишь для немногих звезд. Для остальных звезд эффективные температуры находят косвенными методами.

Если известны угловой диаметр звезды q (в угловых секундах) и ее яркость во всем диапазоне спектра (т.е. болометрическая звездная величина m_b), то эффективная температура звезды (в кельвинах) может быть найдена из следующего равенства:

.

(5.30)

Наиболее просто найти цветовую температуру звезды, определив из наблюдений спектральный класс или показатель цвета этой звезды. Так, если известен основной показатель цвета звезды (B - V), то цветовая температура может быть определена по формуле (5.16).

Температуры звезд сильно различаются: они лежат в пределах от 2000 до 50000 К. Изредка встречаются звезды с температурой до 100000 К.

Дата добавления: 2013-12-12