Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 41
Текст из файла (страница 41)
Каждый из спектральных классов разделяется на 10 подклассов, что отмечается соответствующей цифрой, например В8, А5, К2 и т. д. Если в спектре видны эмиссионные линии, то добавляется буква «е», например В5е, Если спектр обладает особенностями, не укладывающимися в общую классификацию, то добавляют букву «р», что означает «пекулярный» («особенный»), например, Ар. Температура определяет главный вид спектра. Однако оказалось, что давление газа в той области звездной оболочки, где образуются спектральные линии, влияет на их ширину. При малой плотности и малом давлении спектральные линии тонкие и резко очерченные. В этом случае к обозначению спектрального класса добавляется индекс с, например сА2.
Такие звезды обычно являются сверхгигантами. Далее, появилась возможность по внтенсивности избранных линий поглощения судить о том, какова светимость звезды, т. е. является ли она гигантом илн карликом. В первом случае перед спектральным классом звезды ставится индекс «я» (гигант), во втором — «й» (карлик), например яКО, «1М2. Ряд причин (в частности, осевое вращение) приводит к расширению и размыванию спектральных линий. Поэтому введены индексы «п» — диффузные линии, и «з» вЂ” резкие линии, которые также пишутся рядом а обычным символом спектрального класса.
Таким образом, Гарвардская классификация с течением времени значительно усложнилась и «обросла» различными индек- 208 а .с с о !4"' 2!! сами. Поэтому были сделаны попытки упорядочения спектральной классификации иа более широкой основе. Одной из таких классификаций является йерксская, разработанная Морганом, Кинаном и Колльманом; ее сокращеннно называют «классификация МКК». В ней оставлены спектральные классы Гарвардской классификации, но введено понятие о классе светимости, который определяется по виду и относительной интенсивности некоторых избранных для этой цели спектральных линий.
Класс светимости — это характеристика абсолютной звездной величины звезды (см. у 4 гл. 111). Классы светимости обозначаются римскими цифрами. Они таковы: 1а — яркие сверхгигаиты (светимость порядка 10 000); 1аЬ вЂ” промежуточные сверх- гиганты; 1Ь вЂ” слабые сверхгиганты (светимость около 5000). Ниже располагаются 11 — яркие гиганты, 111 — слабые гиганты. К классу светимости 1Ъ' принадлежат субгиганты.
Особенно часто встречаются звезды так называемой главной последовательности Ъ' класса светимости. К Ъ'1 классу светимости принадлежат субкарлики, и, наконец, к классам свез огг тимости ЪГНа и ЪРПЬ вЂ” белые карлики. Таким образом, классификация МКК вЂ” двумерная; в ней спектральные классы определяются 1, . двумя индексами, например, О21а, н . К5 1Ч и т. д. Расположение этих классов светимости на диаграмме н„Герцшпрунга — Рассела (гл.
111, 8) показано на рис. 88 (с. 232). Французские астрономы разрачзвш ботали для звезд ранних спектральных классов другую классификацию, основанную йа данных спектрофотометрических наблюдений. Было замечено, что у звезд практически одинаковых .жб «хв«гдд «бдд ррдгдД спектральных классов наблюда- ются существенные различия в Рнс. бб. Распределение ввергни в спектрах звезд е ориона н в ализнепав на раенрсдЕЛЕНИИ ЭНЕРГИИ В уЛЬтра ни кис« диагр«нне хоРошо виден боль- фиОЛЕтОВОй Частя снектра ЭГО ХО шой «бальнеравсинй скачок».
рошо видно на рис. 86, на котором изображены кривые распределения энергии в спектре звезды а Ориона (вверху) ну Близнецов (внизу). В системе МКК спектральный класс е Ориона ВО 1а, следовательно, эта звезда— сверхгигант, в то время как у Близнецов имеет спектральный класс АО Ъ' и принадлежит главной последовательности.
Чем вызвано это различие? Оно обязано главным образом различию физических условий в звездных оболочках. У сверх- 212 гиганта оболочка более разреженная, чем у звезды главной последовательности. В спектре у Близнецов хорошо видна серия Бальмера. Узкие глубокие линии поглощения водорода стремятся к некоторому пределу, расположенному в левой части рисунка,— «голове> серии Бальмера. Левее этого предела начинается непрерывное поглощение, которое производит атом водорода, возбужденный до второго энергетического уровня; уходя о этого Вг Рис. 87. Регистрограммз спектра л, Лебедя.
А'Б'С' непрерывный спектр в интервале о З600 до 8700 А. О'Б'Р' то же в ультрафиолетовой области. Экстраполированная точка С', так же кзк н О' имеет длину волны Х = 8700 А, т.л. не совпадает с теоретнче- СКОЙ ГРаНИЦЕй баЛЬМЕРОВСКО0 СЕРИИ Хе. РаЗНОСтЬ С"О' В ИитсненаасетЯХ ОПРЕДЕЛНЕт НЕ- личину бальмеровского скачка О= !« (7С 1 !О ). Среднав точка 7, прозкстраполнровниная в сторону скопившихся линий до пересечения с нк залесью, определяет тачку К, длина волны которой М есть второй параметр французскаи спектральнои классификации. уровня, электрон поглощает любую длину волны, меньшую, чем у «головы» серии, и ионизуется. Это и приводит к образованию бальмеровского скачка, который может характеризовать спектральные свойства звезды.
На определении его величины французские астрономы, следуя Шалонжу, и основали свою классификацию. На рнс. 87 изображены основные параметры, определяющие эту классификацию. Проводя на кривой распределения энергии в спектре огибающие, определяют величину скачка Р и ту длину волны А„прк которой средняя интенсивность пересекает наблюденную кривую распределения энергии.
Эта спектральная классификация, приписывающая каждой звезде два числа, Р и гч, так же как система МКК, — двумерная. Впоследствии был прибавлен и третий параметр, чз„— спектрофотометрический градиент, который характеризует быстроту падения интенсивности в зависимости от длины волны при приближении к голове серии 213 Бальмера. Такая классификация полнее характеризует спектр звезды и является трехмерной.
Вследствие специфических условий, имеющих место в оболочках очень горячих и холодных звезд, на виде их спектра сильно сказывается различие химического состава. Были обнаружены металлические звезды, обозначаемые в Гарвардской классификации буквой ш, приписываемой к символу спектрального класса, например, Абш. Если определять спектральный класс по интенсивности линии К ионизованного кальция, то звезда оказывается принадлежащей к классу А.
В то же время линии других металлов выделяются в спектре таких звезд настолько сильно, что надо было бы классифицировать его как принадлежащий к классу Р. В трехмерной французской классификации металлические звезды выделяются из общих последовательностей звезд. Существуют также гелиевые звезды, обладающие избытком гелия по сравнению с обилием водорода. Затем была выделена особая группа звезд спектрального класса А, у которых видны сильные линии, принадлежащие атомам редких земель — ионизованным атомам гадолиния, европия и атомам марганца н хрома. Оказалось, что эти линии периодически изменяют свои интенсивности, что вызвано изменением огромных по напряженности магнитных полей. Такие звезды были названы магнитными переменными.
Отличными от обычных спектров оказались также спектры субкарликов — звезд пониженной светимости; ветвь субкарликов располагается на диаграмме Герцшпрунга — Рессела параллельно главной последовательности, но сдвинута в сторону меньших свети- местей. Их иногда называют звездами Ч1 класса светимости, Их гарвардские спектры сопровождаются символами зб, збР, збО, збК.
Особенность этих спектров — наличие в них ослабленных металлических линий, так что с первого взгляда кажется, что они принадлежат звездам спектрального класса А. Это, в частности, является причиной наличия у них ультрафиолетового избытка излучения. Совершенно особые спектры у белых карликов (см.
5 8, гл. 11Г1. Их низкие светимости и большие плотности вещества, а также большие значения ускорения силы тяжести во внешних слоях делают их спектры настолько особенными, что описать их в рамках Гарвардской классификации невозможно. Гринстейн предложил для них особую классификацию. Вот главные спектральные классы: ОС вЂ” непрерывный спектр с почти незаметными темными линиямя, ОΠ— сильны линии понизованного гелия, О — сильны линии нейтрального гелия, линий водорода нет, 0А — сильны линии водорода, а линий гелия не видно, 214 РР— видны линии Н и К ионизованного кальция, линий водорода нет, 1)Π— есть линии Н н К и линии железа, но нет линий водорода. й 4.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
