КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VI

ФІЗИКА ЗІР І ТУМАННОСТЕЙ

Розділ 14

НОРМАЛЬНІ ЗОРІ

14.3. Спектри зір. Спектральна класифікація

З 1885 р. розпочато систематичні фотографічні дослідження спектрів зір неба, підсумком чого є великий каталог Генрі Дрепера (1837—1882) — скорочена назва «HD», опублікований у дев'яти томах у 1918—1924 рр., в якому подано класифікацію спектрів 225 330 зір, а також їх координати та зоряні величини. Є також доповнення до основного каталогу «HD», яке містить у собі інформацію про 134 000 зір.

Як виявилося, серед сотень тисяч зір важко знайти хоча б дві, спектри яких були б ідентичними. І все ж, якщо знехтувати дрібнішими відмінностями, ці спектри можна поділити на декілька спектральних класів. Загальновживаною є Гарвардська класифікація (створена у Гарвардському університеті, США), спектральні класи в якій позначено літерами в такому порядку:

O - B - A - F - G - K - M

Для більш точної спектральної класифікації зір вживають числові індекси. Кожен спектральний клас поділяється на 10 підкласів (від 0 до 9: наприклад, A0, A1, A2, A3,..., A9, F0,...), що дозволяє точніше встановити відповідність між температурою зорі та її спектральним класом. Так, зоря з температурою поверхневого шару близько 30 000 К матиме спектральний клас В0, а зорі з Теф = 13 000 К відповідає спектральний клас В7.

Підкласи починаються з 05. Згодом у спектральних класах довелося ввести дрібніші підрозділи, наприклад: 05,5; 09,5; В3,5; А7,5 тощо. Умовно прийнято кожний наступний клас іменувати пізнішим від попереднього. Загалом же класи O, B, A і Fиназиваються ранніми, класи G, K, M — пізніми.

Для запам'ятовування послідовності спектральних класів придумано декілька жартівливих фраз, як ось англійською мовою: Oh, Be A Fine Girl Kiss Me.

Останнім часом для зір, холодніших від зір спектрального класу М, використовують позначення L (температура поверхні є у межах від 1300 К до 2500 К), Т (температура близька до 1000 К), Y (температура поверхні нижча за 1000 К).

Основним критерієм спектральної класифікації є інтенсивність атомних спектральних ліній і молекулярних смуг (рис. 14.3). Наприклад, у спектрах зір класу О (тут і далі будемо говорити тільки про видиму частину спектра: довжина хвилі від 3900 А до 7600 А) присутні лінії іонізованого гелію He ІІ, двократно іонізованих атомів вуглецю, азоту, кисню (CIII, NIII, OIII), трикратно іонізованого кремнію (SiIV). Ефективна температура перевищує 30 000 К. Велика інтенсивність випромінювання цих зір у короткохвильовій частині спектра обумовлює їх голубуватий колір. До цього класу належать, наприклад, ζ Корми (Наос), δ Оріона (Мінтака).

У спектрах зір класу В (голубувато-білі) інтенсивні лінії нейтрального гелію, а також азоту, вуглецю, кисню і кремнію, але в нижчих стадіях іонізаціях (CII, NII, OII, SiIII). Добре помітні лінії водню спектральної серії

Бальмера, інтенсивність яких посилюється при переході від підкласу В1 до В9. Ефективна температура є у інтервалі від 10 000 К до 30 000 К. Типові представники цього класу — α Діви (Спіка), β Оріона (Рігель).

Клас А — білі зорі. У їхніх спектрах лінії водню серії Бальмера досягають найбільшої інтенсивності, тоді як лінії гелію значно послаблюються. Добре видно лінії іонізованого магнію, кремнію, кальцію, та слабкі лінії атомів і іонів інших металів. Значення ефективної температури в інтервалі 7300 К — 10 000 К. Типові зорі цього класу — α Великого Пса (Сіріус) і α Ліри (Вега).

Клас F — жовтувато-білі зорі. Ліній водню серії Бальмера дещо слабкіші за ті, які спостерігаються в спектрах зір класу А. У спектрі є також численні лінії кальцію, титану, нікелю, заліза, барію та багатьох інших елементів. Ефективна температура у межах 5600 К — 7700 К. Типові представники — α Малого Пса (Проціон), α Кіля (Канопус).

Клас G — жовті зорі, серед них й Сонце, яке належить до підкласу G2. Найбільш інтенсивними в їхніх спектрах є вже не водневі лінії, а численні лінії, як правило, нейтральних атомів: титана, заліза, нікелю і т. п. Лінії іонізованого кальцію дуже інтенсивні. Ефективна температура тут 4500 К — 6000 К. Типовим представником (крім Сонця) є зоря α Візничого (Капел- ла).

Клас К — оранжеві зорі. У їхніх спектрах багато ліній нейтральних атомів металів. Виділяється так звана смуга «G» (λ від 4305 А до 4315 А), що утворюється при злитті декількох ліній нейтрального заліза та іонізованого титану. Починаючи з підкласу К5, у спектрах з'являються смуги поглинання молекул TiO. Значення ефективної температури є у межах 3700 К — 5300 К. Представники — α Волопаса (Арктур) і α Тельця (Альдебаран).

Клас М — червоні зорі. Лінії металів послаблюються. У спектрах наявні широкі молекулярні смуги, серед яких особливо виділяються смуги поглинання молекул TiO. Ефективна температура нижча за 3700 К. Типові зорі — α Оріона (Бетельгейзе) та α Скорпіона (Антарес).

Для розширення можливостей класифікації введено додатково ще два спектральних класи. Так, зорі спектрального класу С мають такі ж спектри, що й К і М зорі, однак у них є багато сильних смуг поглинання молекул вуглецю С2 та ціану CN. Тому ці зорі отримали назву вуглецевих. Спектри зір класу S характеризуються наявністю смуг оксидів рідких земель, головним чином цирконію ZrO, ітрію YO та лантану LaO. За іншими ознаками спектри цих зір подібні до спектрів зір класів К — М.

У ряді випадків застосовують спеціальні позначення особливостей спектра зорі. Наприклад, літера е свідчить про наявність у спектрі емісійних ліній, k — пов'язаних із поглинанням світла зорі газом міжзоряного середовища, p — пекулярний (незвичайний) спектр, m — інтенсивні лінії металів, n — лінії розмиті і широкі, s — вузькі і різкі, υ — мають змінну з часом інтенсивність. Спектри зір білих карликів позначають літерою D з уточненням: DA — якщо у спектрі є лінії бальмерівської серії водню, а ліній гелію немає, DB — видно широкі лінії нейтрального гелію, DC — ліній бальмерівської серії не видно, DO — широкі лінії іонізованого гелію. Окремо виділяють спектри гарячих зір типу Вольфа-Райє: якщо в спектрі переважають лінії азоту, то його позначають WN, якщо лінії вуглецю, то — WC.

Як бачимо, спектральна послідовність є фактично температурною послідовністю: при переході від ранніх спектральних класів до пізніх температура зменшується. Зіставлення температурних інтервалів, типових для кожного спектрального класу, показує, що для сусідніх класів вони дещо перекриваються. Це свідчить про те, що вигляд спектра зорі крім температури залежить ще від одного параметра — класу її світності. З цим параметром ми познайомимося в наступному підрозділі.

image6

Рис. 14.3. Спектри зір різних спектральних класів; зліва вказаний спектральний клас, справа — номер зорі за каталогом






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.