Спектральная классификация и лучевые скорости

Важнейшую информацию о внешних слоях звезды дает спектральный анализ ее излучения. Спектр звезды очень сложен. Он состоит из непрерывной радужной аолоски, пересеченной темными линиями поглощения; в некоторых случаях наблюдаются и яркие (эмиссионные) линии, выделяющиеся своей повышенной интенсивностью по сравнению с непрерывным спектром.

Непрерывный спектр создается.. в максимально излучающем (более глубоком) слое звезды, в ее фотосфере, которая может быть протяженной. Идущее от фотосферы к наблюдателю излучение проходит сквозь более холодный слой разреженного газа, и находящиеся в нем атомы и ионы (а в ряде случаев молекулы) поглощают свойственные им лучи: образуется линейчатый спектр поглощения. Сравнение этого спектра с лабораторными спектрами атомов, ионов и молекул дает возможность установить химический состав звездной оболочки (атмосферы).

Очень часто в спектре звезды одновременно видны спектральные линии нейтральных атомов и их ионов. Степень же ионизации зависит от температуры, так что, оценивая долю ионов, можно определить температуру звездной оболочки. Линии поглощения имеют некоторую ширину; у одних звезд спектральные линии очень узкие, в то время как у других они более широкие. Оказывается, что это зависит от давления. Таким образом, можно определить и давление в звездных атмосферах. На виде некоторых спектральных линий сказывается действие магнитного поля. Можно также определить скорости турбулентного движения газов. Изучение звездных спектров привело к созданию спектральной классификации.

Нетрудно видеть, что различие звездных спектров определяется не только химическим составом звездных оболочек, но и температурой. Наиболее горячие звезды, спектры которых обозначены символами WN и WC, называются звездами типа Вольфа — Райе, по имени тех астрономов, которые их впервые исследовали. В спектрах этих звезд видны эмиссионные линии, появление которых свидетельствует о бурных движениях в атмосферах звезд; эти линии принадлежат ионам с высокой степенью ионизации, которая вызвана очень высокой температурой оболочки. Кстати, в данном случае видно влияние химического состава. Символ N означает, что оболочка звезды содержит много азота, а символ С — углерода. Звезды спектрального класса В часто называют гелиевыми, так как в их спектрах преобладают линии атома гелия (и его однократного иона). Звезды спектрального класса А можно назвать водородными. В их спектрах наиболее интенсивна серия линий поглощения Бальмера, создаваемая атомами водорода.

Означает ли это, что в оболочках этих звезд нет других химических элементов? Отнюдь нет. Так, например, у холодных звезд линии гелия и водорода не выделяются на фоне многих линий поглощения, производимых атомами металлов. Для появления линий гелия или водорода температура должна быть более высокой. Точно так же у горячих звезд в спектрах не видны линии металлов. Высокая температура вызывает ионизацию атомов металлов, а их ионы, как правило, дают линейчатые спектры, расположенные в далекой ультрафиолетовой области, которые наблюдать с Земли нельзя, так как это излучение поглощается земной атмосферой (его можно паблюдать впе земной атмосферы с космических кораблей).

Конечно, разные типы звезд обладают несколько различным химическим составом. Так, например, были обнарушены звезды с усилеппымд линиями поглощения металлов; такие звезды называют металлическими. Наиболее резко заметно различие химического состава у холодных звезд. Звезды спектрального класса М обогащены титаном, класса S — цирконием, а класса N — углеродом. Температуры звезд классов М, S и N почти одинаковы. Кстати, теперь углеродные звезды (спектральных классов R и N) часто объединяют в спектральный класс С.

Каждый спектральный класс разбит на подклассы, что обозначается приписываемой к символу справа от него цифрой, например, А5, В8, К2 и т. д. Некоторые спектральные классы поделены на 10 подклассов.

Основные обозначения спектральных классов иногда, в случае необходимости, сопровождаются дополнительными значками. Если в спектре звезды видны эмиссионные линии, то справа приписывается значок е, например, Ае или Me.

По некоторым признакам можно отличить спектры звезд-гигантов от спектров звезд-карликов. В таком случае перед символом спектрального класса помещается значок g — гигант или d — карлик. Например: gM5 или dK2.

Иногда встречаются сложные спектры; по некоторым признакам звезда должна принадлежать, например, к спектральному классу А, а по другим — к классу М! Такие звезды называются симбиотическими, и к символу спектрального класса приписывается справа значок р, что означает «перкулярный», особенный. Этим  значком   отмечается любая необычность спектра.

По традиции, которая не нашла подтверждения в современной теории звездной эволюции, звезды спектральных классов В, A, F часто называют ранними, а звезды классов К, М, S, N — поздними.

В обозначение спектрального класса теперь вводят еще класс светимости.

Тщательное исследование звездных спектров дает возможность определить скорость движения звезды вдоль луча зрения — лучевую скорость. Согласно принципу Доплера при движении источника света (или самого наблюдателя) вдоль муча зрения спектральнне линии смещаются пропорционально лучевой скорости в соответствии с формулой.

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: